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WOLBACH LIBRARY JOHN r, V ' ,-., , •- ^ '**"«-''^-. M.OO. 02130 / c.^ RECHERCHES SUR LE SPECTKE SOLAIEE PÂB A.-J/4NGSTRÔM, PionseBiTE DE Phtbiqub i l'unitbbbité d'upsal. Bm ardu» est fetostisnmls nofiteteoi daic,, noria anetoritatem, obaeuris racen. ?LllltOaL SPECTRE NORMAL DU SOLEIL ATLAS DE SIX PLANCHES. — r*°©J«. a) Correction pour la température du réseau et pour la réfraction de Tair 12. fi) Uinfluence du mouvement du réseau 13. y) Position du réseau 16. C. . Détermination absolue des longueurs d'onde des raies du spectre solaire. a) Discussion des observations faites avec les réseaux (I)et(II) 17. fi) Discussion des observations faites avecles réseaux (Œ) et (IV) 21. y) Coïncidence des raies des spectres de différent ordre 24. i) Comparaison des résultats précédents avec ceux deFraunhofer 25. i. MESURES MICROMÉTRIQUES 28. I. DESCRIPTION DE L'ATLAS. a) Raies Fraunhofériennes 34. fi) Raies telluriques 39. y) Spectre de Taurore boréale 41. TABLEAUX: Mesures micromitriques pour la détermination des longueurs d^onde des raies de Fraunhofer ^ L Valeurs numériques des Constants XL ^BOCÈS-YERBAL de véri/leatian d^un mitre à traits de VUniversiU iVpsal Xm. <^^^^^^^^^^»^^^»^A^^^^^^ Introduction JL/aiis un Mémoire sur les raies Fraunhoferiennes da spectre solaire , présenté à FAcadémie royale des sciences à Stockholm en 1861 ^), nous avons exposé notre intention de soumettre à une révision scrupuleuse les déterminations des longueurs d'onde de la lumière qu'a faites le célèbre Fraunhofeb, au moyen des réseaux^ et de faire des déterminations analogues de toutes les autres raies remarquables du spectre mentionné. Le but de ces déterminations serait f en premier lieu^ de procurer des faits suffisants pour construire un spectre normal, fondé sur les longueurs d'onde, et non sur les indices de réfraction; secondement de donner, à l'aide d'un tel spectre, les longueurs d'onde des raies des métaux. C'est la première de ces questions Y dont je vais communiquer la solution. Les recherches sur les spectres sont une question du jour. C'est pourquoi plusieurs savants s'en sont occupés eu même temps que nous. Aussi, nous citerons dans le cours de notre traité les ouvrages de MM. Ditscheiner à Vienne, van deb Willigen à Harlem et Mascart à Paris. Ajoutons que M. Gibbs à Boston a déjà fait un essai, tendant au but ci- dessus énoncé. A l'aide de 111 longueurs d'onde connues, il a dressé des tableaux, d'après lesquels on pourrait trouver les >longueurs d'onde de toutes les raies de Fraunhofeb, qui se trouvent sur les planches de M. Eirchhoff. On doit d'autant plus apprécier cet essai qu'il est le premier en ce genre. Dans son ouvrage M. Gibbs s'est basé, en grande partie, sur les déterminations des longueurs d'onde des raies principales de iÇ'raunhofer, publiées par moi- même, déjà en 1863 *). Cependant, le nombre des longueurs d'onde qui étaient à la dispo- sition de M. Gibbs n'était pas assez grand pour en construire avec toute l'exactitude désirable un spectre normal; et, outre cela, les valeurs des longueurs d'onde, données par moi-même, n'étaient pas non plus assez exactes pour conduire au but proposé, quoique mes observa- tions aient été faites avec le plus grand soin et avec toute l'exactitude que permettaient les instruments alors employés. Au commencement de mes travaux j'avais adopté comme exacte la valeur donnée par M. Nobert pour la largeur du réseau, sans la mesurer moi-même; mais, comme je l'ai trouvé depuis, cette valeur avait besoin d'être soumise aune diminutiou assez considérable. YoOà la cause principale de la différence qui existe entre mes détermi- nations antérieures sur les longueurs d'onde de la lumière et celles que je donnerai dans les pages suivantes de cet ouvrage. 1) OfVers. af K. Yet Akad. Fttrh. 1861, p. 365. 2) „ „ „ 1863, p. 41. 1 2 A. J. ÂNOSTRÔM. Le nombre des raies » dont j'ai déterminé les longueurs d'onde, monte environ à mille ; nombre qn'on doit considérer comme suffisant à la construction rigoureuse d'un spectre normal I ainsi qu'à Tenregistrement des raies spectrales des métaux. Observons cependant « que ce nombre des raies n'est pas également distribué dans toutes les parties du spectre. Car, la plupart se trouvent au milieu, de sorte que les raies qui ont été mesurées entre les lignes Fraunhoferiennes C et 6 sont aussi nombreuses que celles des planches de M Kirch- hoff, pendant qu'on en trouve, naturellement, le plus petit nombre dans la partie violette. Quant à la lumière violette et extraviolette, j'espère pouvoir, à l'aide de la photographie, en publier bientôt un aperçu exact et détaillé, surtout comme les tentatives, déjà faites à cet égard par M. Thâlén, confirment ces espérances. Je pourrai bientôt m'expliquer en ce qui concerne la méthode et les changements qu'elle a subis pendant le cours de mes recherches. Le traité suivant contiendra la description des instiomients employés et la méthode d'observation, ainsi qtfe les mesures des longueurs d'onde des raies Fraunhoferiennes du spectre solaire. Les recherches théoriques et analytiques, plus on moins en rapport avec les spectres du soleil et des étoiles, seront le sujet d'un autre traité qui paraîtra le plus tôt que possible. ^ i . * 1 Instruments. 1. RÉSEAU. D'abord je m'étais servi d'un réseau qui avait 4501 traits sur une largeur de neuf lignes de Paris. Ce réseau, dont les traits ont été tracés au diamant sur une lame de verre transparente, sera représenté par le signe (I). Mais, en outre de celui-ci, j'ai employé encore deux autres réseaux, faits aussi par M. Nobert. L'un d'eux, marqué (II) et de la même espèce que le premier, a 2701 traits sur la même largeur; l'autre a 1501 traits sur une largeur de huit lignes parisiennes. Celui-ci, qui est tracé sur une lame de verre argentée, a ainsi un fond obscur, et Ton s'en sert principalement pour l'observation de la ligne A. Les réseaux (I) et (H) ont été employés tous les deux pour les déterminations ahso- lues des longueurs d'onde des raies principales de Fraunhofer, et ce sont ces raies qui ont servi depuis de points de départ aux mesures micrométriques que j'ai prises relativement à toutes les autres raies spectrales. Au contraire, dans les observations micrométriques ^ j'ai employé exclusivement le réseau (II). La raison en est que le dit réseau, quoique le nombre de ses traits ne soit pas si grand que celui de (I), en ajustant exactement la lunette, donne les raies deFrannhofer plus marquées et plus distinctes que ne fait (I). Remarquons qu'avec le réseau (I) les images sont bien distinctes d'un côté de la normale au réseau et non de l'autre, et en outre, qu'au moindre changement du tiiage de la lunette, les images se confondent très facilement, de sorte qu'on observe des raies qui di£fèrent beaucoup des raies ordinaires, ce qui prouve qu'elles sont tout-à-fait étrangères au spectre normal dlnterféfence. Ce phénomène a* été observé aussi par MJil Mascabt et Wiluoen,^ et on peut en attribuer la cause à Fimperfection même du réseau, laquelle imperfection devient sans doute plus difficile à vaincre, à mesure .que le nombre des traits qui doivent occuper la largeur donnée, augmente. LE SPECTRE NORMAL DU SOLEIL. 3 Cependant, les images distinctes et nettes du réseaa, (II), dans lesquelles ou u'observe point de ces raies fausses que je viens d'indiquer, nous ont déterminé à nous en servir ex- clusivement» comme nous l'avons dit, pour les déterminations, relatives. n y a un autre avantage que donne cet excellent réseau, savoir, que dans le cinquième et le sixième spectre j'ai pu faire des déterminations depuis la ligne C jusqu'à A, et dans le quatrième et le troisième depuis a jusqu'à C. C'est par la grande dispersion des raies dans le sixième spectre, (la distance angulaire entre les deux raies D monte réellement jusqu'à 1' 52"), que les déterminations sont devenues plus exactes. Néanmoins, les obser- 'vations sur les spectres d'un ordre élevé sont toujours suivies d'un inconvénient, la supei'po- sition de plusieurs spectres. Pour éviter cet inconvénient il faut donc, en observant les par- ties les plus faibles en intensité, se servir de verres colorés, afin d'empêcher tout autre rayon coloré d'entrer dans l'oeil Cet inconvénient, cependant, est contrebalancé par la coïncidence des raies des divers spectres, ce qui rend possible le contrôle de l'exactitude des observations, contrôle, dont je me suis servi très-souvent, comme nous le verrons bientôt Après avoir parlé, ci-dessus, des bonnes qualités du réseau (II), il faut mentionner aussi un défiiut inhérent à ce réseau, qui consiste en ce que le premier spectre d'un côté de la ligne normale au réseau, et le quatrième spectre de l'autre côté de la même ligne, sont beaucoup plus faibles en intensité de lumière que ne le sont les autres spectres. Du reste, cela est un phénomène qui a été observé aussi dans l'un des deux réseaux, tracés sur Terre, dont s'est servi Frâunhofeb pour les observations qui ont été publiées dans les Annales de Gilbert. Cependant, ce défaut ne parait avoir aucune influence sur la position des raies. 2. Théodolite. L'instrument qui m'a servi aux observations des angles est un théodolite de Pistor et Martins à Berlin, porté sur un trépied à vis calantes et surmonté d'un cercle azimutal fixe très-soigneusement divisé. Dans le pied s'engage un axe vertical, autour duquel peuvent tourner librement la plate-forme qui supporte le réseau, ainsi que les deux lunettes, d'ont lune a été employée comme collimateur et l'autre comme lunette d'ob- servation. La position de cette dernière lunette se mesure sur le cercle susdit au moyen de deux microscopes ordinaires, munis de vis, dont le pas est de 5 minutes. Chaque vis port^ à son bout un tambour, divisé en 150 parties égales, dont chacune mesure ainsi deux secondes. La lunette d'observation a dans son intérieur un réticule de deux fils d'araignée, tendus et croisés à 16 degrés, l'un sur l'autre, et ce système de fils est entraîné par une vis micrométrique qui a servi aux déterminations relatives des raies spectrales. Si la lunette est ajustée pour voir un objet infinement éloigné, ytq d'une révolution de la vis est égal à peu près à 1 1 seconde. Le grossissement de la lunette avec Toculaire employé dans ces ob- servations était 18. Afin de pouvoir faire des observations pendant toute la journée et de pouvoir, pour ce but, faire entrer la lumière de divers côtés, sans aucun changement de position du collimateur, par rapport au réseau, le théodolite était posé sur une plaque circulaire, se mouvant autour d'un axe vertical , Quant à la place d'observation, c'était une tour élevée à 6 côtés, ayant des fenêtres à 4 de ces côtés. Pour faire entrer la lumière dans la fente 4tt collimateur, un porte-lumière ordinaire était employé. 4 A. J. Anostbôil 2. Dôterminations absolues. La détermination de la valeur des longueurs d'ondulation A, au moyen de réseaux^ ^pend, comme on le sait, de deux quantités bien différentes, savoir: 1:0 la distance e entre les traits du réseau, et ^2:0 les angles d'écart ^ des divers spectres d'interférence. (Test surtout la détermination de la quantité e qui présente des difficultés , et il nous nt donc faire voir, en premier lieu, par quels moyens nous sommes arrivé aux valem*s loptées pour les largeurs des réseaux^ A) Détermination de la distance e entre les traits du réseau. a) Recherches tur la vu de la machine à âmeer et mesure de sa longueur. Pour exécuter ces recherches, j'ai employé une machine à diviser, faite par Fbo- 5NT à Paris et appartenant à l'Institution physique de l'Université d'Upsal. La distance itre deux filets consécutifs de cette vis est à peu près un millimètre. La tête de la vis insiste en un large cercle divisé sur sa circonférence en 100 parties égales, et, par consé- lent, on peut évaluer avec facilité des millièmes de millimètre. Voici comment ont été faites les recherches sur la vis. Une certaine longueur fut mesurée, à l'aide de la vis en question, et cette mesure t répétée pour tous les vingtièmes de millimètre de toute la longueur de la vis. Ainsi, i découvrit, que les erreurs produites pai* les irrégularités de la vis, présentaient, dans les cmiers 400 millimètres, deux périodes complètes et cohérentes, mais, que les aberrations t 400 à 600 millimètres étaient soumises à une autre loi Puisque les erreurs de la vis aient moindres ici que dans aucune autre de ses parties, j'ai employé toujours, en fed- .nt la Comparaison entre la longueur de la vis et celle de l'étalon, la partie, située entie )0 et 600 millimètres. Le cabinet de physique de l'Université possède, depuis 1858, un mètre à trait, instruit en laiton par M. Përreaux à Paris. En mesurant ce mètre par le double- icimètrc entre 400 et 600 millimètres de la vis de la machine à diviser, j'ai trouvé en mo- ;mie, que 200'"^ de t étalon de Pareaux sont égaux à 200,0021 millimètres de la vis à la mpérature de 14% C. Cependant, il restait encore quelque doute sur la longueur réelle du mètre dePer- aux, et voici quelle en est la cause. Dans la boite qui renferme l'étalon on trouve comme inotation qu'à 15* C. le mètre en question est conforme à l'étalon de l'Observatoire de Pa- ). îlms cette note étant beaucoup trop vague pour qu'on puisse en déduire la valeur exacte \ la longueur de l'étalon de Përreaux, il m'a fallu recourir à de nouvelles déterminations, cet effet, j'ai comparé l'étalon en question avec l'étalon Prussien, déposé aux Archives de académie de Stockholm. LE SPECTRE NORMAL DU SOLEIL. Ô Ce dernier étalon, construit en acier par M. Baumann à Berlin, est à bout et d'une longueur à peu près de 3 pieds de Prusse. La comparaison m'a donné 0,175 pour la quantité dont le mètre de Perreaux est plus long à 15^ C. que le mètre type de Paris; et si Ton applique cette correction aux valeurs trouvées plus haut, on aura à -{- 15^ C. 200--- de la vis = 20o"Ô261.  Taide de la même vis j'ai mesuré aussi les largeurs des réseaux, et en con- vertissant les nombres obtenus en mesures du mètre de Perreaux, on aura Q) = 20.8185 (H) = 20.8157; ce qui donne à la cinquième décimale des logarithmes pour les valeurs des longueurs d'onde déjà publiées la correction = — 40,8. Ce sont exactement ces nombres, à l'aide desquels on a calculé les mesures micro* métriques, contenues dans les tableaux suivants; et voilà la raison, pour laquelle j'ai cru devoir indiquer ici la valeur de la correction adoptée. Or, je ne donnerai cependant pas, en détail, la description de la manière de déterminer cette quantité, puisque ces valeurs des largeurs des réseaux ont été remplacées, dans la suite de mes travaux, par d'autres beau- coup plus exactes et par conséquent on ne doit les regarder que comme des valeurs ap- proximatives.  mon séjour à Paris pendant l'automne de 1866 je me suis procuré une nouvelle copie du mètre, laquelle a été comparée avec le mètre prototype du Conservatoire des arts et métiers. Ce nouvel étalon, qui appartient au cabinet de physique de notre Université, est construit par M3f. Brunner Frères à Paris. U est fabriqué en laiton, ayant une largeur de trois centimètres sur deux centimètres d'épaisseur, et porte encastrés à chaque décimètre de petits cylindres en argent. C'est sur ces incrustations qu'on a tracé les divisions qui sont ainsi à la distance d'un décimètre l'une de l'autre. Cet étalon est donc aussi un étalon à trait, et on comprend que sa comparaison avec le mètre prototype qui est à bout et qui a sa longueur exacte à 0^ C, devient une opération bien délicate. C'est exclusivement à M. Tresca, sous-directeur du Conservatoire des arts et métiers que je dois d'avoir pu exécuter cette comparaison avec une exactitude qu'on 'peut regarder comme assez satisfaisante pour le but proposé. Qu'il me soit donc permis de lui offrir ici ma vive gratitude pour la bienvaillance obligeante, avec laquelle il m*a donné son assistance dans ces opérations difficiles. La méthode, dont s'est servi M. Tresca pour transporter la longueur de l'étalon à bout sur l'étalon à trait, permet d'arriver à une exactitude très-grande, comme on le verra par le rapport détaillé qui se trouve dans l'appendice de cet ouvrage. Néanmoins, il existe encore une source d'errem* qu'on ne peut faire disparaître que par des observations adroitement combinées. En effet, l'appareil de Gambey, pour la comparaison des étalons à trait, qui appartient au Conservatoire des arts et métiers, permet certainement, par sa con- struction, de tenir les deux étalons qu'on doit comparer entre eux, à la température de la glace fondante, mais la température de l'appareil lui-même, aussi bien que celle de la barre qui porte les deux microscopes, dépendent nécessairement de la température de l'air ambiant et changent avec eUe. Par conséquent, on n'est pas parfaitement sûr que ces erreurs, pro^ duites ainsi, ont complètement disparu en prenant la valeur moyenne. 6 A. J. À N s T R Ô M. » Pour changer rétalon prototype à bout en étalon à trait ^ on le plaça entre deux talons mobiles, portant un trait chacun. La distance entre ces deux traits, quand ils embras- saient le mètre prototype, fut comparée avec celle des traits extrêmes du mètre d'Upsal, et la m m différence de longueur a été obtenue, par deux comparaisons complètes, égale à 2,i844. Si Ton eu sousti*ait l,99ii millimèti*es, laquelle valeur marque la distance entre les deux traits, quand les talons sont placés en contact, l'un avec l'autre, il résulte de ces ob- servations que le mètre d'Upsal est, à la température de la glace fondante, ^lus court que M m. le mètre prototype du Conservatoire de 0,i938. mm Mais, le mètre du Conservatoire des arts et métiers étant 0,oo38 plus long que celui des Archives, qui fait loi, on doit admettre, par suite, qu'à 0® C. m.m. le mètre cTUpsal = le mètre des Archives — 0,190 = 0,999810 mètre. Nous nous dispensons de décrire la méthode particulière, par laquelle IL Tresca a déterminé la dilatation linéaire de l'étalon d'Upsal. Nous disons seulement qu'il a trouvé le coefficient moyen de la dilatation entre et 100 degrés C. égal à 0,00187. La longueur réelle de notre étalon métrique ayant été déterminée de la manière que nous venons d'indiquer, il nous restait encore à la transporter sur la vis, laquelle opé- ration fut effectuée par la méthode suivante. Chaque double-décimètre de l'étalon fut mesuré par la partie de la vis située entre 400 et 600 millimètres. La somme de ces cinq mesures différentes de la partie en question équivaut donc à l'étalon tout entier, tandis que leur valeur moyenne donne la longueur de la partie mesurée de la vis. Dans toutes ces opérations, rétalon fut placé de telle manière, que la croisée des fils du microscope, entraîné par la machine à diviser, tombait en visant constamment si près que possible à l'axe moyen de rétalon. Et de plus, pour être assuré que les mesures se faisaient toujours dans la même ligne droite, ou ce qui est la même chose, pour que l'axe de l'étalon, quand on lui faisait parcourir l'espace d'un double-décimètre, conservât une position parallèle à lui-même, on s'est servi du moyen suivant D'abord, un miroh* plan et poli fiit placé convenablement au bout de l'étalon. De plus, dans la direction de sa normale se trouvait une lunette fixe, dont la moitié du champ de vision était éclairée de côté, suivant la méthode connue qu'emploie assez souvent M. La- UONT dans ses théodolites magnétiques. L'axe optique de la lunette étant dirigé ainsi sui- vant la normale du miroir, on conçoit bien queues rayons, émanés du réticule, doivent, après son anîvé au miroir, y être réfléchis dans la direction de la normale et qu'il se for- mera, par conséquent, dans le foyer de la lunette, une image du fil du réticule qu'on peut regarder à travers de l'oculaire. Par suite, en manoeuvrant d'une manière convenable le bout de l'étalon, on pourra, à chaque détermination, faire coïncider exactement la croisée du réticule avec son image dans le miroir, et aussitôt que cela a eu lieu on a pu être sûr que l'axe de l'étalon a été transporté dans une direction sensiblement parallèle à sa position primitive. Remarquons ensuite, que la température de l'étalon fut déterminée par deux ther- momètres, enfoncés dans des trous qu'on avait pratiqués dans le côté de la barre, tandis que la température de la vis fut mesurée par un autre thermomètre, placé dans le voisinage im- médiat de la machine à diviser. LE SPECTRE NORMAL DU SOLEIL. 7 Les mesures furent prises simultanément par moi-même et par M. Tbalén, et les résultats se trouvent réunis dans les tableaux suivants: Numéro dm déeimètrt. Longueur du douUf dMmètre. L jlfmpt d« la vie. t Tetnp, de PéUdon, i Nom de tobaer- vatair. Numéro. du décimètre. Longueur du double- décimètre. L Temp. de la vie, t Temp. de PAalon. Nom de rolser- vaJteur. 1 et 2 3 et 4 5 et 6 7 et 8 9 et 10 199.9894 199.9902 200.0035 199.9970 199.9904 18Î63 18.07 18.60 19.07 18.67 19?10 18.88 18.58 19.82 19.45 t>o 1 et 2 § 3 et 4 1 5 et 6 P» 7 et 8 9 et 10 199.98"96 199.9908 200.0007 200.0008 •199.9898 18!88 18.41 18.90 18.94 18.60 l9^o 19.00 18.88 19.34 19.84 m Moy. 199!99410 18!61 i9!b7 1 Moy. 199.99484 18/Ï4 19!l4 Valeurs Moyennes. L t i Â-M. T— N.' 199.99410 199.99434 18:61 18.74 19:07 19.14 Moy. «1.111. 199.99422 18:67 19:i0 Le tableau précédent nous indique ainsi qu'en moyenne deux cent millimètres de rétalon à 19,^ C. sont égaux à 199,9942 à 18,<>67 le la partie de la vis entre 400 et 600 millimètres; cette valeur doit cependant être corrigée ^n tenant compte de Tinfluence de la température. Or, des recherches nombreuses, faites sur des matériaux divers, ayant prouvé d'une manière évidente, que les dilatations ne sont presque jamais proportionnelles à la tempéra- ture, le coefficient moyen de la dilatation n'est par conséquent pas applicable, quand on veut ^Iculer, pour une certaine température, la longueur exacte d'une barre en laiton. C'est, en îffet, pour cette raison que je n'ai pas pu employer, dans ce cas, la valeur du coefficient de lilatation, déterminé par M. Tresca et indiqué ci-dessus, mais je me suis servi, pour ce but, de la formule de dilatation qu'a donnée M. Mathiesen pour un alliage, formé de zinc et de cuivre, dans le rapport de 29 du premier et de 71 du second. Les recherches de M. Mathiesen ont montré évidemment qu'on peut calculer ap- proximativement le coefficient de la dilatation d'un alliage, pourvu qu'on sache le rapport des deux métaux, qui forment l'alliage, aussi bien que leurs coefficients de dilatation. Mais^ DODune la valeur du coefficient de la dilatation moyenne entre et 100 degrés C. de l'alliage 8 A. J. ÀM08TRÔM. du zinc et du cuivre que nous venons de mentionner, a été trouvée par M. Mathiesen égale à 0^001903 qui est à peu près celle du coefficient donné ci-dessus pour l'étalon d'Upsal, il m'a semblé qu'on pourrait, dans notre cas, employer la formule suivante, donnée par ce savant: 1 + 10.0,1720« + 10.0,0186«* (a) comme Fexpression de la dilatation linéaire de T étalon. De pluSi j'ai adopté, d'après Dulono, pour la dilatation linéaire de la vii^\2k formule 1 + 10 . 0,1089e + 10 . 0,0148«« (b) d'où il suit que la dilatation apparente de r étalon ^ par rapport à la vis, sera exprimée par la formule 1 + 10. 0,0681 e + 10. 0,0048«* • • • • (<^) Comme vérification de cette dernière formule je donnerai quelques déterminations di- rectes, faites à des températures différentes, sur la longueur de l'étalon par rapport à celle de la partie de la vis entre 70 et 670 millimètres. En effet, j'ai trouvé que toute la longueur de rétalon est égale à 999,8858 à 16;8, 999,8300 à 8;6 , d'où l'on aura la différence 0,0568 pour 8|2. En calculant par cette valeur le coefficient de la dilatation apparente de l'étalon k 18*, on trouve 0,00680 , tandis que la formule (c) le donne, à la même température, égal à 0,00691 . Mais, la différence entre ces deux valeurs étant tout-à-fait insignifiante, nous pouvons regarder la formule (c), et en même temps la formule (a), comme si^&samment vérifiée pour notre but Par conséquent, si l'on applique la formule (a), on aura la longueur de l'étalon d'Upsal à 16:o égale à 1000,Xô, d'où il faut cependant soustraire la correction de l'étalon à 0^, savoir 0,190 . La longueur exacte de F étalon d^Upsal à la température de lô^o C. sera donc 1000,0900 et par suite chacun de cee double-décimètres à 16\o contiendra 200,0180. D'un autre côté on a trouvé ci-dessus le double-décimètre de Tétalon à -f 19*io égal à 199,9M0 de la vis à -f 18;e7 LE SPECTBE NORMAL DU SOLEIL. 9 d'où, en réduisant cette valeur à 18*67 à Faide de la formule (a), et de plus à 16)o au moyen de la formule (6), on trouve le double-décimètre de Tétalon égal à 199,9801 de la vis à la temp. commune de 16|o. Ce double-décimètre (400 — 600) de la vis est ainsi à la température de + 16|o M.M. 0,0109 plus long que le double-décimètre de l'étalon d'Upsal, tandis que celui-ci est, à son tour, . inji 0,0180 plus long que deux cent millimètres à 0^ du mètre légal prototype des Archives à Paris. Donc, le dimbU-décimkre en gueitîan (400 — 600) de la vi» de la machine à diviser est d^nin tivement à la température de Iffio C. égal à 200,0289. /3) JUesure des largeurs des réseaux. Le microscope ordinaire de la machine à diviser n'étant pas assez puissant pour mesurer exactement la largeur des réseaux, on Ta remplacé par un bras horizontal, terminé par un cadre rectangulake. Le réseau, porté sur ce cadre, est, par conséquent, entraîné par Técrou, quand on tourne la manivelle de la vis. Un autre microscope, grandissant 200 fois et destiné à mesurer la largeur susdite, fut fixé sur la table d'une autre machine à di- viser, placée auprès de celle de M. Fboment. L'avantage de cet arrangement fut, en efifet, que ce microscope restait parfaitement immobile pendant chaque mesure de la largeur du réseau, tandis qu'à chaque nouveUe détermination il pouvait être avancé d'un espace égal à la largeur approximative du réseau qui est à peu près 20,8 millimètres. Et de plus, ce mou- vement du microscope devait se faire toujours dans une direction parfaitement parallèle à l'axe de la vis de l'autre machine à diviser, afin qu'on prit toutes les mesures cohérentes sur la même partie du réseau. Ajoutons que le réseau devait nécessairement avoir une position telle que les images des traits se formassent constamment au foyer du microscope , quelle que fUt la partie de la surface rayée, que l'on visait avec le microscope, Pour effectuer cela, le cadre, sur lequel était posé le réseau, était mobile autour de deux pointes et sa rotation se faisait à l'aide d'une vis calante , repoussée du côté opposé au moyen d'un ressort Enfin, pour obtenir la largeur véritable du réseau, il faut, avant tout, placer ses traits dans"^ une position aussi perpendiculaire que possible à l'axe moyen de la vis. Voici l'opération, par laquelle on réalisa cette condition indispensable. D'abord, le réseau fut posé de manière que l'angle, formé par ses traits avec le plan normal de l'axe moyen de la vis, fftt aigu, tant dans l'un que dans l'autre sens. Dans ces deux positions, les largeurs correspondantes du réseau furent mesurées par la vis. Soient a et ^ ces largeurs. En même temps l'angle «, formé par ces deux positions du réseau, fut déterminé, d'après la méthode d'observation bien connue de M. PoggendorfF| à l'aide d'une échelle, d'un miroir fixé au réseau et d'une lunette fixe. 10 A. J. ÀK08TBÔK. Soit a Tangle qui fonne la ligne a avec la position cherchée du réseau, on trouve immédiatement acosa? sss bcOHfa — w) et par conséquent a — bcoBOf tanga? = (sin^ (1) PuiSi cette valeur de œ étant ainsi trouvée , on en calcule le point de Téchelle, cor- respondant à la position que doit avoir le réseau, quand il devient perpendiculaire à Taxe de la vis. En outre, cet ajustement du réseau une fois fait, le miroir a été employé pour vé- rifier, avant et après avoir pris les mesures, la position exacte du réseau. Une exactitude de yôÏtô niiUimètre de la largeur réeUe du réseau exige que Tangle d'écart des raies de leur position normale ne dépasse pas 7\ Cependant, des observations directes ont prouvé, que la plus grande déviation n'est jamais arrivée à 4^, ce qu'on a pu contrôler facilement, à l'aide de l'échelle et de la lunette. Pour faire voir à quel degré d'exactitude l'ftjustement du réseau a eu lieu réellement, noua donnerons l'exemple suivant La mesure faite pour le réseau (J) a donné « = 20,4290 b = 20,4725 Les 968,8 divisions correspondantes de l'échelle — Qa distance entre le miroir et l'é* chelle étant 2020,2 divisions) — ont donné lt=13« 29'. , / : I Par conséquent, selon la formule (1), ou aura «=6U3'36". Si l'on détermine, par ces valeurs, la largeur réelle du réseau, on trouvera IR.M. acoBœ=bco%{a — a?) = 20,8085, laqueUe valeur est conforme à la valeur moyenne, trouvée par les deux premiers centimètres de la vis (400—420) et indiquée dans la table suivante. De cette manière dix mesures de la largeur de chaque réseau ont été faites entre 400 et eOO"* de la vis, la première de 399,9—420.1, la deuxième de 419,9 — 440,1 etc. etc. Bans toutes ces mesures, les trois premiers, ainsi que les trois derniers traits du réseau ont été observés, tandis qu'à la valeur moyenne on a ajouté, pour le réseau (I) le nombre 0,0090, et pour (H) 0,0150, c'est la distance approximative entre deux traita consécutifs du réseau. Dans la table suivante, où nous donnerons les résultats de ces mesures qui ont été faites par M. Thalén, chaque nombre est la moyenne au moins de quatre mesures. f' î LE 8PE0TBB NOBMAL DD SOLBII» 11 Numéro du Largent Tempe- Largeur Httnpé" Différence IHfférenoe double- du rature. du TOtUTê» de largeur. de Ump. eenii- mètm. réteau (I). t. rieeau(Il). «. W-iiih t,-t^ 1 20.80850 16:2 20.30682 > 18.*8 0.00168 -3:1 '■2 ' 20.81250 i6.r 20.31085 18.4 0.00165 -2.8 3 20.82082 15.8 20.81857 18.4 0.00175 — 2.6 ■'■4 ■ 20.32333 15.0 20.32248 18.4 0.00085 — 2.6 6'' 20.31932 16.2 20.31726 18.8 0.00206 -2.1 6 20.30660 16.» 20.80402 18.0 0.00258 — 2.1 7 20.30788 15.7 20.30684 18.2 0.00104 -2.6 8 20.31857 16.0 20.31602 17.» 0.00255 -1.9 9 20.81544 16.9 20.31314 18.0 0.00230 -1.1 10 20.31030 16.6 20.80934 18.0 0.00096 — U Moy. 20!si4276 16.'o 20.812534 18^6 M.M. 0.001742 — 2:16 En faisant représenter par une courbe les écarts qui existent entre la moyenne et les dix valeurs diverses de la largeur du réseau, trouvées à Taide des parties diftérentes de la vis, on verra que cette coui*be devient périodique et d'une forme assez régulière. Elle devient aussi de la même forme pour les deux réseaux, ce qui prouve que cette périodicité est inhérente à la vis elle-même. La dififérence de la largeur des deux réseaux est, d'après le tableau, 0.00174 , dont Terreur probable est 0,00014. Au moyen des différentes mesures qui entrent dans les moyennes, fournies par les tables, on peut déterminer directement les erreurs probables des valeurs obtenues de la lar- geur des réseaux. ( En effet, en calculant de cette manière on trouve pour Terreur probable de la largeur \ ' du réseau (I) = |. 0,0001 )/l^! = 0,00015 * ; • etdu ré8ean(n) == |.0,oooi |/~g « 0,oooo7. - • • • ;• . ' En prenant les moyennes pour les deux décimètres de la vis on aura Réseau* (I) (H) Moy. de 1 — ô c. m. Moy. de 6 — 10 c. m. 20,31679 à + 15;8 20,81520... + 18,4 Différence. 20,8Ïi76 à + 16;2 0,00508 + 18,8 0,00588 d^où Ton voit que les différences obtenues par les deux réseaux sont presque égales. En déterminant la différence de la longueur des deux décimètres directement au moyen de Téta- 12 A. J. ÀN0 8TRÔM. Ion j'ai obtenu le nombre 0,0255, qui étant divisé par 5 donne aussi la même valeur que eelle obtenue par les réseaux. On voit ainsi que non seulement les erreurs probables, obtenues par rapport aux largeurs des réseau (I) et (II), mais aussi que les valeurs particulières, données dans les deux séries des observations, s'accordent les unes avec les autres, d\ine manière assez satisfaisante pour qu'on puisse regarder le résultat obtenu comme exact relativement au but proposé. En considérant, maintenant, qu'à + 16|o, 200 tours de la vis occupent une longueur de 200,0289, on aura, à la même température de 16* C, les largeurs suivantes des deux réseaux: (I) ». 20"8r7i7 ; (II) = 20,îr557 . B) Corrections qu'il faut appliquer à ^ et à ^. Aux déterminations absolues des angles d'écart Ç d'une ceii;aine raie spectrale on a observé les angles (f>^ et (f>^ formés des côtés de la normale du réseau, et ces observations ont été faites ordinairement dans le sixième et le cinquième spectre. Cependant, ces valeurs immédiates de Ç varient toujours avec la température et la position du réseau, avec la pression atmosphérique et avec la direction du mouvement du réseau. Heureusement toutes ces corrections, que devront subir les valeurs de e et de ^ seront très petites. Nous allons indiquer la marche des calculs qu'on doit faire. *) Correction pour la température du reseau et pour la réfraction de Vair. Soient e la largeur du réseau, t le coefficient de sa dilatation, t et t' ses tempéra- turcs à deux époques, n et n' les indices de réfraction de l'air, H la hauteur du baromètre; •^ alors la longueur d'ondulation A sera exprimée évidemment par la formule suivante: A = -^ [1 +€(«'—«)]. e sin (p ... .-^. ... (1) Il ' . . En différeutiant l'expression ^ l + *< on aura 2ndn dH euàt (2) n*— 1 ~ H l^Àt OÙ A signifie le coefficient de la dilatation de l'air. Far conséquent log A = log e + log sin (p + 0,i7 {H— 760) + 0,31 (« — 16;o), où l'unité des fractions décimales représente des cent-millièmes du logarithme. Quand la température t est peu différente de 16*o, les corrections mentionnées de- viennent insensibles, mais la variation de température étant un peu plus forte, on ne peut pas se dispenser d'en i^e la correction. LE8PECTRKNOBMALDU80LEIL. 13 ^ fi) Vinjluence du mouvement du réseau ^). Si Ton veut admettre que les rayons que traversent le réseau sans être difEractés se propagent dans Téther indépendamment du mouvement de l'appareil , il est elair que cette indépendance de la propagation subsistera aussi pour les franges latérales, ou pour les spec* très qui en résultent Dans notre cas, on devra donc constater une aberration proportionelle au rapport de la vitesse de Tappareil à celle de la propagation de la lumière dans le sens de Taxe du collimateur. Soit i; le mouvement de Tinstrument dans la direction des rayons incidents, la vitesse de la lumière étant prise pour unité; alors, le mouvement de Tinstrument, perpendiculairement aux rayons diviés, sera i; sin ^, et ce produit que nous représenterons par A^^ exprimera ainsi Vaberration qu'on devra observer. n fout ajouter à Texpression donnée de Taberration une légère correction qui provient du déplacement du réseau dans la direction de la lumière incidente. En effet, la différence de phase des rayons extrêmes du faisceau dévié est égale à ^ sin ^. Pendant le temps que les rayons d'une extrémité mettent à parcourir le chemin sin ^, le réseau se déplace de la quantité / t/tfsin^cos^ dans la direction des rayons déviés. La différence de phase des rayons extrêmes est donc changée d'une quantité égale à t;^ sin ^ (1 — cos ^) On posera donc A(ewiÇ!)ssive sin ^ (1 — cos Ç) , d'où l'on tirera A,(p = t;(tang^ — sin^). Cest la quantité qu'il faut ajouter à l'aberration A^^ et il s'ensuit que la variation totale de la déviation est égale à A^ssvtang^ (1) Mais, puisque A ^ est une quantité très-petite, on peut mettre approximativement sin (^ + A^) = sin ^ -f- A^ cos ^ , ou bien, d'après l'équation (1), 1) Voyes: Ofoersigt af E. Vet Âkad. FOrh. 1863 p. 61. Comptée Rendus de FAcad. des SdenoeSi PariSi T. 66| p. 56L 14 A. J. ÀNQSTRÔM. log sin ((p+ A^) = log sîn ^ + log (1 + v). On voit ainsi que la correction log (1 -f- 1;) est tont-à-fait indépendante de la valeur de ^. n reste encore à déterminer la valeur de t;. Le mouvement du réseau peut être décomposé en trois parties différentes, dont Tune dépende du mouvement du système solaire et les autres de celui de la terre, soit autour du soleil, soit autour de son axe de rotation. Mais, cette dernière vitesse étant tout-à-fait insensible par rapport à la vitesse de la lumière, nous n'aurons égard qu'au mouvement du système planétaire tout entier et qu'à celui de la terre dans son orbite annuelle. Supposons donc que fii et fi^ soient les angles que font, à un certain instant, les di- rections des deux mouvements avec Taxe optique du collimateur, et que r représente le rap- port qui existe entre leurs vitesses, on aura nécessairement V == 20'',4 (cos)8i + r cos)8,) , et par suite, si Ton pose r—\ et en exprimant les valeurs numériques en cent-millièmes du logarithme, la correction du log sin Ç sera définitivement 4,8COS)8i + l,4COS)8, . Voici maintenant les valeurs de fi^ et )S,. En supposant la direction du mouvement du système solaire déterminée par des coor- données relativement à Téquateur i> = 34:5 et ^ = 259:8, on obtiendra, pour le mouvement de Tinstrument du nord au md: Cos/3i =cos2>sinPcos (-4 — S) — sinZ>cosP,' et pour son mouvement de Touat à test: Cos/3r = cosZ>sin(4 — 5), la latitude de la place d'observation étant représentée par P et le temps sidéral au moment de Tobservation par iS. Pour Upsal les formules se présenteront ainsi cos I3[ = 0,713 cos (259*,8 — 5) — 0,284 ; cos )8;' = 0,824 sin (259*,8 — S). Puis, en appellant D^ et A^ les coordonnées équatoriales de la direction du mouve- ment annuel, au même instant, on aura, de la même manière pour le mouvement de lln- stnunent du nord au sud: cos i31 « cos Di sin Pcos (A^ — S) — 8inZ>j cos P, LE 8PECTBB50RMAL DU SOLEIL. 15 et de taueêt à Fut: Co8 )8; — ces Z)i sin (^ — 5), Di et Al étant déterminées par les ^nations 8inZ>i 8 8in«sîn(Zr— .90*); tang^^ =tang(ii — 90*)cos«; où X et A» signifient ta longitude du soleil et l'obliquité de Técliptique. Pour la détermination approximative du mouvement de Tinstrument, on peut aussi dans les deux directions du nord au sud et de Touest à Test se servir des formules ' r . Cos /3i « cos 2>i sin P sîn (* — S) — sinD^cosP Cos fi'i =« — cos i>| cos (* — S) et sin i>i 8 — sin 23 <» 28' cos a; en désignant par a Tascension droite du soleil. Puis, à Taide des valeurs trouvées de fi[y jS'î, ^S, et ff^ on trouvera facilement les valeurs cherchées de fii et /S,, quand on sait Tangle que forme Taxe optique du collimateur avec la ligne méridionale du lieu d'observation. Cependant M. Willinqen s'est opposé à la validité de cette correction ^). La lumière incidente venant d'une étoile, et l'observateur se mouvant soit dans la direction directe ou opposée à celle de la lumière, il suppose bien que la correction est la même que celle dé- terminée ci-dessus, mais que, dans le cas de l'emploi d'un collimateur, le mouvement du ré- seau et de la lunette d'observation sera contrebalancé par le mouvement de la fente illuminée de collimateur, de sorte que la correction sera réduite à zéro. C'est ce que je ne puis croire. Le mouvement du colUmateur dans la direction même des rayons incidents ne peut avoir d'autre influence que celle d'une diminution ou d'un agrandissement de la longueur focale du collimateur. Car les rayons, en partant de l'objectif du collimateur, forment une continuité d'ondes planes de lumière, tout-à-fait comme s'ils sortaient d'un objet infinemeut éloigné. La distance, d'où semblent venir les rayons, se change un peu pour le mouvement du collimateur, mais, selon mon opinion, cela ne peut occasionner aucun retard des ondes de lumière entre elles. Pour rendre, cependant, les déterminations absolues indc- • pendantes, autant que possible, de la dite correction, je me suis servi, pour la détermination de la valeur A, uniquement d'observations faites vers l'heure de midi, et pour ces observa- tions la correction qui a été calculée est de très peu d'importance. Du reste, quant à la réalité de ce phénomène, des observations récemment faites ne m'ont donné aucune raison de doute. Dans un mémoire spécial je compte reprendre mes recherches sur ce sujet Les faces des deux réseaux étant à très peu près parallèles l'une à l'autre, la cor- rection de la forme prismatique des réseaux est donc devenue superflue. En faisant tourner le réseau (I) de 180* je n'ai observé dans la lunette aucun déplacement remarquable de l'image de la fente du collimateur, tandis que, pour (II), le déplacement était d'environ 30 secondes. 1) Archivée un Musée Teyler, VoL I, faso. L Harlem 1866. 16 A. J. ÀNQ8TRÔM. y) Position du réseau. Toujours, pendant les observations, la surface rayée était tournée vers la lunette et }0\xr rendre pei-pendiculaire le plan du réseau à Taxe optique du collimateur, ce plan fut )lacé de manière à faire coïncider Timage réfléchie du réseau avec la lumière directe du porte- lumière; puis, la lunette d'observation et enfin le collimateur furent dirigés selon la même ligne. \ H y a une autre manière de disposer le réseau, c'est, d'abord, d'en observer les po- sitions qui, de l'un et de l'autre côté de la direction perpendiculaire au rayon incident, don- nent, selon M.M. Mascabt et Ditscheineb, le minimum de déviation, et ensuite de diviser Tangle en deux. Cependant, s'il y a quelque erreur dans la position du réseau, on peut, par l'obser- vation directe de l'image de la fente, trouver la correction qui doit être appliquée à la valeur de A. Car, en nommant «, MeXa! les angles, dont les videurs sont données par Tobservar tion, et en mettant pour abréger: -2 ^^^ et '), il y a celles produites par d'autres causes* Telles sont les erreurs occasionnées par des défauts de graduation du cercle, ou par ce que les spec- tres, de l'un et de l'autre côté de la ligne moyenne, ne se trouvent pas dans le même plan horizontaL L£ SPECTRE NORMAL DU SOLEIL. 17 n faut de plus que la face striée du réseau passe par l'axe de rinstrumeut, et que la fente du collimateur soit située à son foyer principal. Obsei*vons enfin que le défaut de centrage de la face striée se fait principalement sentir, quand les rayons, en sortant de colli- mateur, ne sont pas parallèles entre eux. «Tai essayé de faire disparaître les erreurs de graduation, tant en observant des angles ^, appartenant aux spectres de divers ordres, que par l'emploi de différentes par- ties du cercle gradué. Quant aux autres circonstances qui ont pu influer sur Texactitude des observations, j'ai tâché d'en diminuer, autant que possible, rinfluence nuisible par rajus- tement même du réseau. G) Détermination absolue des longueurs d'onde des raies du spectre solaire. a) Discussion des observaHans faites avec les réseaux (I) et (II). tTai déjà publié, dans le Compte-rendu de TAcadémie des Sciences de Stockholm , 1863, une série de mesures des longueurs d'onde, faites au moyen du réseau (I). Dans le calcul de ces déterminations, j'avais adopté, d'après les indications de M. Nobert, le nom- bre 9,0155 lignes parisiennes, soit 20,3874 millimètres, comme représentant la largeur du ré- seau; mais cette valeur doit subir une diminution assez considérable. D'abord, une déter- mination préliminaire m'avait fourni, comme nous l'avons vu page 5, les valeurs suivantes pour les largeurs des réseaux: (I) ^ 20,8r86 (H) = 20"3Î57 , d'où l'on trouve log^i = 7,65468 — 10 et log^u = 7,76468 — 10. C'est en effet cette valeur du réseau (I) qui m'a servi dans le calcul des mesures micrométinques dont il sera question plus loin. Cependant, d'après les mesures définitives faites par M. Thâlén sur les largem-s des deux réseaux, leurs valeurs corrigées sont, à la température de 16^ G., les suivantes: (I) = 20,8r717 (II) = 2O5Î557 ; d'où l'on voit que la valeur préliminaire de la largeur du réseau (I) a été un peu diminuée. En calculant, au moyen des nombres (I) et (U), les observations faites sur les longueurs d'onde, j'û trouvé qu'il existe entre les déterminations obtenues par les deux réseaux, une discordance de 0,4, trop grande pour qu'on la puisse expliquer entièrement par des erreurs seules d'observation. Dans l'impossibilité de trouver une explication plausible de ce fait, je fus obligé de soumettre les deux i*éseaax à un examen scrupuleux, qui m'a conduit aux ré- sultats suivants. 5 18 A. J. ÀNOSTRÔM. Le réseau (I) ne consiste pas d'une série continue de raies obscures et équidistantes: m.m. il 7 a deux lacunes, dont les largeurs occupent ensemble un espace de 0,oi5, tandis que mm. l'écartement de deux traits consécutifs est en moyenne de 0,0045; d'où il résulte qu'on doit re- garder le réseau (I) comme consistant en quelque sorte de trois réseaux individuels. Comme les rayons partant du collimateur arrivent parallèles entre eux vers le réseau, l'action com- binée de ces trois éléments ne doit seiTir qu'à augmenter l'intensité des specti*es de la se- conde classe. Ainsi, en ajoutant les largeurs des trois parties du réseau, et en divisant la somme par le nombre des intervalles, on doit obtenir la valeur exacte de ^. Or, la ques- tion la plus difficile est de savoir, combien d'intervalles sont représentés par la partie sous- mjm. traite, dont la largeur est de 0,oi5« Faut-il admettre qu'ils sont au nombre de deux, ou de trois? Par des mesures particulières sur les largeurs des trois parties restantes qui constituent actuellement ce réseau (I), et en calculant le nombre des intervalles qu'occupe cha- cune de ces parties, nous avons trouvé, comme un ^résultat très-probable, que le nombre n de ces intervalles doit être 4497, et que, par conséquent, les lacunes mentionnées correspondent à trois intervalles. En ad- mettant cette valeur de n^ on aura log e^ = 7,654693 — 10 , dont la valeur diffère peu de celle primitivement admise. (Test cette dernière valeur du log e qui m'a servi pour la révision de mes anciennes ob- servations faites à l'aide du réseau (I), et qu'on trouve consignées dans le tableau suivant Résumé des observations faites avec le réseau (I). 1-^ ^? r^ i"! Raie». 1" Spectre. ^1 2* Spectre. ?r 3* Spectre. ?r 4* Spectre. Moyenne. B 6867,16 2 6867,02 2 >» » » » 6867,10 C 6662,27 2 6561,97 3 6562,16 1 » r> 6562,10 D 5892,25 1 5892,18' 2 5892,10 2 5892,08 3 5892,12 E 5269,08 2 6869,18 . 1 5269,11 4 5269,35 1 5269,18 b, 5183,38 2 5183,98 1 5183,18 1 5183,28 16 5183,25 F 4860,67 2 4860,62 2 4860,80 3 » » 4860,71 G 4307,Ï(J 1 . 4307,16 3 )» » » » 4307,15 H 3968,08 2 13966,67] 1 3968,00 2 3968,48 » 3968,17 B. 3932,20 1 3931,6 1 3930,80 1 3934,8 1 3932,40 A regard des valeurs données dans le tableau ci-dessus, je remarquerai que la raie J3 a été observée de nouveau, puisque, dans mes anciennes observations, ce ne fiit pas la LE SPECTRE NORMAL DV SOLEIL. 19 nue B elle-même qui fut visée, mais le milieu de la bande environnante, eireonstance qui avait amené une valeur un peu trop grande. De même, j'ai déterminé de nouveau la raie- G du deuxième speetre, mais, il faut le dire, il est bien difficile de la voir distinctement, du moins sur Tun des côtés de la normale du réseau. Résumé des observations faites avec le réseau (II). 1-^ 1-^ ^i' !•>: Baie». 2* Spectre. • *• 3* Speetre. ?r â* Speetre. ?r 6' Speetre. Moyetme. A 7604,0 » » » » » » » 7604,00 B 6866,80 2 6866,96 2 » » » D 68G6,90 C 6562,01 1 6561,81 1 6562,10 2 6562,23 3 6562,12 D » » 6892,23 1 6892,12 4 5892,13 6 5892,13 E » » 5269,07 2 6269,12 14 5269,13 21 5269,18 F » » 4860,87 1 4860,76 4 4860,71 3 4860,75 » » 4367,34 1 4307,30 2 4307,11 3 4307,22 H. 3967,9 1 3968,0 1 3968,22 2 » » 3968,11 H. 3933,8 1 8933,1 1 3932,8 1 » • » 3933,10 Les longueurs d'onde, données dans les tableaux précédents, ont été calculées d'après la formule bien connue ^ jogA = logsin(fr+log-^ + ^, où ^ signifie la correction que doit subir le logA, soit relativement aux erreurs commises dans l'orientation du réseau , soit à cause des vaiîatious de température. Jai tout-à-fait négligé l'influence des variations de la pression atmosphérique, car elles étaient toujours d'une grandeur si minime quelles ne pouvaient jamais influer sensiblement sur les valeurs des longueurs d'onde. J'ai omis aussi les corrections dues au mouvement du réseau, puisqu'on peut regar- der toute cette question comme n'étant pas encore résolue d'une manière définitive. En outre, comme le temps moyen de toutes les observations est assez peu éloigné de l'heure de midi, on peut, avec beaucoup de raison, considérer les corrections mentionnées comme peu considérables. Je ne juge pas nécessaire de reproduire ici en détail toutes les observations qui m'ont servi de base pour le calcul des videurs moyennes données dans le tableau ci-dessus, d'autant plus que les valeurs relatives des longueurs d'onde des raies principales de Fraun- hofcr, trouvées par des observateurs différents, ne diffèrent pas sensiblement les unes des autres. Cependant, comme la raie E ma servi comme le vrai point de départ dans les me- sures micrométriques, et que je l'ai observée avec tout le soin possible, je crois devoir don- ner eu détail les observations faites sur cette raie, afin que le lecteur puisse juger par là, même à l'égard des valeurs absolues, de l'exactitude des résultats trouvés. 20 A. J. ÀNG8TBÔM. Observations sur la rate E. 1*^ 3- Data. Heure.

rdre. Mais, pour qu'on s'en puisse sentir avantageusement, elle exige avant tout un réseau le qualité supérieure. Il faut de plus que les rayons incidents soient normaux au plan du ré- icau, et qu'on fasse des observations des deux côtés de la normale; car, si le réseau n'a >a3 été parfaitement ajusté, il arrive que les raies obscures appartenant aux spectres de dif- érent ordre, se déplacent inégalement des deux côtés de la normale du réseau. La méthode en question a été employée de préférence dans la détermination de la ongueur d'onde de la raie G^ dont les valeurs, trouvées pai* des observateurs divers, pré- entent des discordances fâcheuses. Les déterminations de cette raie à laide du réseau (II), ont, je le crois, toute Texactitudc lésirable. Dans le cinquième et le sixième spectre, j'ai pu discerner d une manière parftiite % raie noire (?, des bandes obscures et très-larges, formées par la réunion d'un grand nom- •re de raies plus faibles, qui se trouvent principalement placées vers le côté de la moindre éfrangibilité. En outre, comme nous le prouve le tableau page 19, les mesures de cette aie sont très-concordantes entre elles. Cependant, pour ne rien laisser à désirer au point e vue de l'exactitude de cette raie, je donnerai, en détail, le résultat trouvé par la nouvelle létliode. Comme l'indique la figure ci-contre, la raie G du sixième spectre et une autre aie du fer du quatrième se trouvent situées entre les deux raies i, et i, qui appar- tiennent au cinquième spectie. Supposé maintenant qu'on coimaisse la longueur d'onde de i, du ô*^"' spectre, et Kh }>t ^ qu'on en mesure exactement la distance de la raie 6?, obsei-vée tout auprès, on aura de cette manière la lon- gueur d'onde de la raie Gr à sa place actuelle dans le S'*"* spectre, puis, par une réduction très-facile, la lon- gueur d'onde qui con-espond à la position véritable dans le spectre du G'*"* ordre. En opérant de cette, manière, j'ai trouvé par des déterminations faites sur les deux côtés de la normale du réseau, la distance entre la raie ft, et celle de G égale à I de la distance entre ô, et ^^ . Les longueurs d'onde e *, et Ô4 étant connues, on en peut conclure qu'une raie du 5^*** spectre qui coïnciderait croc 6r, aurait la longueur d'onde 5168,80; t en multipliant ce nombre par |, on aura enfin pour G A<, = 4307,38 . * ' • . O. LK SPECTRE NORMAL DU SOLEIL. ' 25 La valeur ainsi ti'ouvée, coïncide presque parfaitement, comme on le voit, avec celle qui a été directement déterminée à l'aide du réseau (II). Remarquons que, pour retrouver la valeur de (r, donnée par M.M. Willigen et Mas- CART, il faudrait que cette raie eût été déplacée vers la raie b^ d'une quantité au moins égale à la distance enti*e 6, et 64 , mais je suis bien sûr de n avoir pas commis d'erreur de cette grandeur. A l'aide des mesures micrométriques, j'ai trouvé aussi que la raie C du 4'*°* spectre coïncide avec une raie près de E^ dont la longueur d'onde est égale à 5249,7 ; et que C du 3'*^ spectre, située entre C et JF du 4'***, correspond à la longueur d'onde 4921,33, d'où Ton aura, en multipliant ces nombres par \ et {- respectivement, les valeurs 6562,2a 6561,97 et la moyenne 6562,09 . Pour la raie B du 4'*** spectre, coïncidante avec une raie du 5'*^, dont la longueur d'onde est égale à 5493,68, on obtient A^ = 6867,0 . Enfin, les deux raies D du 8'*"* spectre se présentent entre E et b^ et très-près de deux fortes raies du fer dans le 9^' spectre. Les mesmres ont donné les relations suivantes: A^ = 1 . 5234,75 =' 5889,09' A^ = 1 . 5240,15 = 5895,17 et par suite, on aura la moyenne 5892,13. Ainsi, eu égard aux coïncidences dont je viens de parler, j'adopte les nombres qui suivent, comme des valeurs définitives pour les longueurs d'^onde des raies principales de Fraunhofer: A = 7604,0 D = 5892,12 G = 4307,26 B = 6867,0 E = 5269,13 H^ = 3968,1 C = 6562,1 F = 4860,72 B, = 3933,0 . ^) Comparaison des résultats précédents avec ceux de Fraunhofer. Les déterminations des longueurs d'onde, faîtes par Fraunhofer, méritent un intérêt particulier, non-seulement parce qu'il a étudié le premier et d'une manière aprofondie les lois des phénomènes optiques qu'on observe dans les réseaux, mais aussi à cause de Tex- actitude admirable qui distingue ses recherches. D'abord, les réseaux de Fraunhofer étaient formés de fils métalliques très-minces, en- roulés sur deux vis parallèles. Toutefois, les longueurs d'onde ainsi déterminées ne compor- 7 26 A. J. ÀNGSTUÔM. tent pas une grande précision, et elles sont très-inférieures à celles qu'il a obtenues depuis à Taide de réseaux tracés sur verre. Les deux réseaux de cette nature, dont il a livré les mesures à la postérité, étaient très-inégaux: dans Fun, que nous désignerons par F^ , le nombre des lignes était 3601, et leur écartement 0,0001223 pouce, mais dans l'autre, F^ les lignes étaient écartées de 0,ooo59i9. Eu calculant ses propres observations, Fraunhofer s'est restreint aux mesures faites dans le premier spectre et avec le réseau i^^; et pour pouvoir déterminer la largeur du réseau, il fut obligé de tracer de nouveau et plus profondément les traits extrêmes. Il est donc forte à craindre que cette opération délicate n'ait été de nature à introduire, dans la largeur de ce réseau, des erreurs plus ou moins considérables. D'un autre côté, quoique leç intervalles des traits de l'autre réseau fussent certaine- ment plus grands que ceux du premier dont nous venons de parler, il n'y aura pas de rai- son pour qu'on doive rejeter entièrement les déterminations ainsi obtenues. Voilà donc pour- quoi j'ai jugé utile de calculer toutes les observations qui se trouvent dans le Mémoire men- tionné de Fraunhofer. Les résultats ont été réunis dans le tableau suivant Longueurs donde dap^is les mesures de Feaunhofer. Béaeau. C > D • E î F .2 Q ? H 1 p \ 2422,00 . ' l 2421,54 1 2 2174,58 2174,86 1 2 1944,81 1944,63 1 2 1793,98 1793,92 1 2 1586,87 1588,09 1 2 1464,0 1 Uoy. 2421,77 » 2174,47' » 1944,72 » 1793,96 » 1587,48 1» 1464,0 » Fk « 2425,85 » » 1 2177,55 [2176,80] 2177,64 2177,48 2177,26 1 2 3 4 5 1947,25 [1946,63] 1947,28 1947,18 1947,21 1 2 3 4 5 1796,39 1795,99 1796,09 1796,10 1 2 3 4 » 1590,16 1591,07 1590,90 » » 1 2 3 » 1464,0 1463,7 1> 1 2 i> U07. 2425,85 » 2177,48 JD 1947,22 » 1796,14 )> 1590,71 » 1463,8 » En exprimant wa valeurs en millimètres ^ on aura Eiteau. C D E F a H F, Fi 6555,9 6565,4 5886,8 5894^4 5264,8 6271,1 4856,2 4862,1 4297,8 4306,0 3%3,0 3962,2 H07. 6660.6 5890,4 6267,7 4859,2 4301,7 3962,6 LE SPECTRE NORMAL DU SOLEIL. 27 Ainsi, en prenant les différences entre mes valeurs, données page 25, et celles de Fbaunhofer, on trouve les nombres suivants: ^ Réseau. c D E F 6 H L-F A. -/•» + 1,5 -3,8 + 1.7 -2,8 + 1,4 -2,0 + U + 5,4 + 1,2 + 5,4 + 5,9 On voit donc de ce qui précède: l:o que les longueurs d'onde, déduites de mes observations, tombent entre celles que donnent les deux réseaux de Fraunhofer, et de plus, que les miennes se rapprochent beau- coup de la série du réseau F^. Et en effet, Texamen des nombres des deux séries nous prouve évidemment que les longueurs d'onde obtenues à l'aide du réseau JP^ méritent plus de confiance. 2:0. Comme on le sait, il existe entre les auteurs des opinions différentes à l'é- gard du nombre 6888, donné par Fraunhofer comme la valeur de D; les uns supposent que ce nombre doive correspondre à la plus forte des deux raies Z>, les autres qu'il se rap- porte à leur milieu. Or, comme nous le montrent les observations mêmes, c'est évidemment le milieu des deux raies que Fraunhofer a observé, et on trouve de plus que la longueur d'onde correspondante, déduite uniquement des observations avec le réseau F^^ doit être 5886, et non plus 5888, comme tout le monde Ta admis. Voici, en outre, une remarque importante que Ton peut faire par rapport à ces deux réseaux de Fraunhofer^ On a admis jusqu^à présent qu'il serait très-avantageux d'augmenter autant que pos- sible, pour une largeur donnée du réseau, le nombre de ses lignes; et ainsi, on a préféré, par exemple, tracer 3000 lignes sur .une largeur de six ou de sept millimètres, au lieu de les distribuer sur une largeur de vingt Selon mon expérience, c'est pourtant le dernier cas qui est le plus favorable, et voici la raison. D'abord, si Técartement des lignes devient très-petit, les erreurs inévitables qu'on commet en traçant les raies, seront comparables en grandeur aux intervalles mêmes, et par suite, les spectres deviendront nécessairement confus et très-indistincts. De plus, le nombre des lignes restant constant, la largeur des spectres de la deuxième classe, d'après la déno- mination de Fraunhofer, sera propoiiionnelle aux angles de déviation, et ainsi, quoique l'ex- actitude des mesures de Ç augmente avec la finesse du réseau, ce sera presque le contraire qui aura lieu par rapport à la clarté et à la richesse des détails des spectres. Disons enfin, qu'en grandissant la largeur du réseau, on augmentera en même temps Texactitude de la valeur de 0, dont la détermination présente des difficultés essentielles, ^t on comprendra donc de tout ce que je viens de dire, qu'on ne doit jamais employer des réseaux d'une lar- geur trop minime. 28 A. J. ÀNGSTRÔM. Pour en donner un exemple, comparons entre eux les deux réseaux À. (II) et le n^ 3 de M. Mascâbï, dont le nombre de lignes est à peu près égal, savoir le nombre de lignes de  (H) = 2701 , „ „ M(3) = 2401. La dispersion du 6**"* spectre du réseau (H) est aussi presque de la même grandeur que celle du 2'^* spectre pour le réseau n* 3. En calculant les largeurs que doivent avoir les spectres de la deuxième classe, on les trouve égales à 11,''6 pour (II), mais 36'' pour le n* 3. De plus, la distance angulaire entre les deux raies de E étant dans le G**"* spectre de (II) égale à 17", ce qui doit être aussi leur écartcment dans le 2'*"' spectre du réseau n* 3, on voit que cet angle équivau- dra, dans le premier cas, à 1,5, mais dans le second à 0,5 de la largeur des spectres correspon- dants de la deuxième classe. H suit de là que les détails du 6'^*' spectre du réseau (II) doi- vent se présenter trois fois mieux déterminés que ne peut les donner le n* 3 dans son 2'*"' spectre; mais en outre, toutes choses égales d'ailleurs, puisque la largeur est trois fois plus grande, la détermination de la valeur de e doit être aussi trois fois plus exacte, dans le cas de (II), qu'elle ne le sera dans le cas du n^ 3. 3. Mesures micrométriques. Quand il s'agit des spectres d'un ordre plus élevé, la distance angulaire enti-e deux raies principales de Fraunhofer étant beaucoup trop grande, pour qu'on puisse les voir si- multanément dans le champ de vision de la lunette, j'ai divisé chacun de ces intervalles en quatre ou cinq parties, et j'ai déterminé, à l'aide de la vis micrométrique, les positions de tou- tes les raies que j'ai pu distinguer dans chaque section. Afin que les mesures mêmes don- nent une vérification désirable de leur exactitude, je les ai prises non-seulement dans le sixième spectre, mais aussi dans le cinquième; exceptons cependant les régions rouges et violettes, où, vu la faiblesse de la lufnière, je fus obligé de restreindre mes observations aux spectres d'un ordre moins élevé. Pour éliminer les erreurs produites par des irrégularités de la vis micrométrique, les observations ont été faites sur les deux côtés de la normale du réseau. La moyenne prise entre ces déterminations m'a donné les longueurs d'onde des raies de la manière suivante. Supposons qu'il s'agit de la partie située entre les raies E et Z>. Après avoir di- visé tout l'intervalle en cinq parties et en prenant les mesures à l'aide de la vis micromé- trique, j'ai obtenu le nombre 8643,7 de divisions sur le tambour de la vis comme correspon- dant à toute la distance mesui'ée entre les raies E et D. Les déteiminations absolues des longueurs d'onde appartenant aux raies principales m'ont immédiatement montré que la dis- tance angulaire entre ces raies. est dans le 6**"* spectre égale à 3*10' 46''. Par consé- quent» la formule 8643,7 r = 11446" LE SPECTRE NOUMAL DU SOLEIL. 29 nous donnera le nombre r, par lequel il faut multiplier les divisions m de micromètre pour en déduire l'angle de déviation (p et la longueur d'onde, d'après les formules logA = /C + log(p *). Pour faire connaîti-e la valeur de k et celles des angles de déviation cp^ , correspon- dantes aux raies principales qui m'ont servi de points de départ, je renvoie le lecteur aux tableaux pages XI et XIL Voici de plus les valeurs de A pour les raies principales de Fraunhofer, sur les- quelles se basent les déterminations de Ç: B = 6866,80 F = 4860,60 C = 6561,82 G = 4307,23 D = 5891,98 ' h = 4101,18 E = 5268,98 H = 3967,90 . Les nombres précédents diffèrent un peu des valeurs moyennes trouvées ci-dessus au moyen des réseaux (I) et (II). Mais, la différence ascendant dans son maximum à 0,3 seu- lement de l'échelle adoptée, il sera facile d'appliquer la correction aux mesures micrométri- ques, à l'aide du tableau suivant B . . . . + 0,20 F . . . , -^ 0,14 C . . . . + 0,28 c? .... -f 0,02 Z) . . . . + 0,14 h . . . . + 0,00 jB . . . . + 0,15 fi" .... -1- 0,20 Il est évident, du reste, que, s'il était nécessaire à l'avenir de faire subir quelques minimes variations aux valeurs ti-ouvées de A des raies principales de Fraunhofer, cette circonstance ne diminuera pas l'utilité ni l'usage de nos mesures micrométriques, auxquelles on pourra toujours et sans difficulté appliquer les corrections correspondantes. Quant à l'exactitude des valeurs des longueurs d'onde, je pense que, pour ce qui concerne les raies fortes, l'eiTCur commise ne montera pas à ^ de l'unité adoptée, ce qu'on peut conclure aussi des différences données dans notre tableau entre les valeurs du cinquième spectre et celles du sixième. Par contre, pour les raies faibles, les erreurs commises seront sans doute un peu plus grandes. En effet, en les amenant au voisinage du réticule, il arrive ordinairement que leur intensité diminue de plus en plus, et même qu'elles s'évauou- ♦> Ce calcul, à la vérité très-simple, serait néanmoins devenu singulièrement pénible par sa ré- pétition do trois mille fois à peu près, si je n'avais eu le bonheur d'être assisté, dans ce travail, par M.M. les Docteurs âlhquist, Hildbbbandsson et Lundquist. Je saisis avec empressement cette oc- casion de leur témoigoer ma sincère gratitude pour le concours bienveillant qu'ils m'ont prêté. 8 10 A. J. ÀNOSTRÔM. ïnt tout-à-fait au croisement même des fils. Eu outre, Tobscrvation de certaines parties spectre est très-difficile; je me borne à indiquer ici une certaine partie entre F et G . i raies, faibles en elles-mêmes, le deviennent encore davantage par la nécessité d'employer milieu:^ colorants pour éteindre les rayons forts qui, doués de couleurs différentes, ap- tiennent \ux spectres d'un ordre moins élevé, et se présentent simultanément dans le mp de vision de la lunette. ^ Plusieurs des raies Fraunhofériennes sont en réalité des raies doubles, qu'on pourrait ^sifier de la môme manière que le font les astronomes par rapport aux étoiles. On distin- rait donc les raies véritablement doubles de celles dont la duplicité n'est qu'apparente, si, dans le premier groupe, on devrait comprendre les raies qui dérivent toutes deux de même substance, laquelle est ordinairement le fer; le second groupe contiendrait, par con- , celles dont l'origiue est différente pour chacune des deux raies qui constitueut actuelle- it la raie double. Sans tenir compte de ces circonstances, j'ai mesuré séparément chaque raie indivî- Ue de ces doubles raies, aussitôt que leur distance réciproque a été suffisamment grande; is quand cela n'a pas eu lieu, j'ai donné seulement la position de leur milieu. Du reste» spectres de la "deuxième classe" ayant toujours une certaine largeur, qui s'élève, dans zsLB du réseau (II), à 11 ou à 12 secondes , on comprend bien que le pouvoir du réseau ir résoudre ces raies doubles doit être limité. Cependant, pour qu'on puisse distinguer l'une ces raies de l'autre, il n'est pas nécessaire que leur distance angulaire soit égale à toute largeur du spectre. Il suffit déjà, comme me l'ont fait voir les expériences faites avec le 3au (U), que cette distance soit égale à la moitié de la largeur mentionnée, d'où il suit m doit voir séparées toutes les raies du 6**"* spectre, dont les longueurs d'onde diffèrent re elles de 0,3 ou plus de l'unité auparavant adoptée. Les tableaux pages I — ^XII contiennent toutes les raies, dont j'ai mesuré directement longueurs d'onde. Comme il serait très-utile de connaiti*e pour chaque raie individuelle, -seulement sa longueur d'onde, mais aussi son intensité, son origine et tous ses autres stctères, j'ai l'intention de donner une description détaillée de ces divers faits, mais je crois oir l'ajourner jnsqu'au moment où je pourrai donner aussi les longueurs d'onde des raies *a-violettes, et même, s'il est possible, celles des raies theimiques. Cet ajournement me ait d'autant plus opportun, que, malgré tout le soin possible, on n'évitera jamais, dans recherche de cette nature, des eiTCurs ou des indications insuffisantes, que l'expérience nise dans l'intervalle peut corriger et compléter plus ou moins. Pour le présent, je me borne donc à donner le tableau suivant, qui contient les lon- urs d'onde des 150 raies les plus fortes du spectre solaire, accompagnées de l'indication leurs apparences et de leur origine, qui toutefois m'est inconnue pour trois d'entre s. Les nombres inscrits dans la première colonne du tableau, se rapportent aux planclies M.M. KiRCHHOFF, Hoffmann*) et Thalén**); ils indiquent les raies qui m'ont servi de its de départ dans les mesures microraétriques. «) Âbbandl. d. E. Preuss. Akad. d. Wiss. Berlin, 1861 & 1862. •«) K. Wetenskaps Akadrs Handlingar, B. 5. Stockholm 1865. LE 8PRCTRE NOBMAL DU SOLEIL. 31 Longueurs d*onde des raies Fraunkoférieii'nes les plus fortes. Baie*. ! Longtuiur d'onde. iî ?!* Hemarqttes, Baû».' Longtieiir d^onde. Willigen -Angstrôm P Remarques. A 7604,0 + 6,» ^^^ Baie telloriqne. 1174,1 5657,70 _ + o.« Fe 1 « ( 7184,7 7182,5 6.0 — Baie telluriqae. 5623,86 5614,65 3,6 3.4 — 0.1 + 1.« Fe Fe. forte. B 6867,10 4.1 — Baie teUuriqae. 5601,84 — + 0.» 1 Fe ) 641,0 6717,16 — — Ca 5597.69 — + 0,5 C 6562.10 3.5 + 2,6 1 Hydrogène. 5593,56 — — Ca 6515,80 6495,19 , 3.6 "^ ^'^ 1 Raies teUmiqnes. 5585,69 5571,89 I + 0.5 + 0,1 Fe Fc 6494,18 8.5 — Fe 1380,* 5527,54 4.4 + 0,9 Mg. forte. 6461,98 — — 5500,65 — -0.» Fe 6449,97 — — Ca 5462,44 — + 0.6 Fe 6438,35 — — 5454,84 3.» + 0.» Fe; très-forte. 6430,19 6410,69 — — Fe Fe 544607 5444,38 — • t+0.4!^'«*'« 1 ( Fe 767,0 6399,98 ' — — Fe. trèe-forte. 5428.96 + 0.8 FeetTi 1 a 1 III 8.Î + 0,7 Fe Baies teUnriqaes. 1390,1 5404,95 5403,98 5370,65 1- 8.» + 0.9 1^^ } Fe et Ti + 1.» Fe. très-forte. 816^1 6264,31 — Fe 5369,15 — — Fe. forte. 6245,69 — — Fe 5339,35 + 0,1 Fe. double. 6229,91 — + 0.7 Fe 5327,49 3.1 + 0.4 ' Fe, double. 6190,71 8,8 + 1.3 Fe 5323,50 — — Fe 6168,48 6161,40 6140,81 8,» ^0,9 + 0,9 + 0,9 io. E 1 5296,70 5269,59 5268,67 ) + 0,3 Ti Ca et Fe Fe 876^ 1 6136,89 6135,89 3,» + 0,6 Fe - 5265,94 5264,68 — — Fe ) Entre ces deux raies, Ca) une raie de Go. 6121,34 6101,99 6077,80 3.9 8.8 + 0.4 + 0,4 1 Ca Fe 5232,94 5226,38- 5207,78 2.« 8.1 + 0,6 + 1.« + 0,» Fe Fc et Ti, raie tripie, très-forte. 6064,70 — — FeetTI 5205,37 Cr Fe 981,4 6023,16 — — Fe 5203,88 — 6020,91 — — Mn 5201,79 — — Fe 6019,33 — — Fe 4. 5183,10 3.1 + 1^ Mg 6974,79 — + 0,0 Fe i. 5172,16 2.» + 0,9 Mg 5913,30 -. — Fe 4. 5168,48' 2.» — Ni et Fe A. 5895,18 8,5 + 0,7 Na 8,1 — A 5889,19 8,» + 0,5 Na b* 6166,88 2,T + 1.1 MgetFe 5856,60 »- + 0,4 .Ca 5138,78 — — Fe 1096,0 5762,04 — + 1,1 Fe 6107,16 — -1,4 Fe 5708,45 6681,59 i -0.8 + 0.7 Fe Na et Fa 5099,19 5098.98 h- + 0,9 \ M. double. [Fe A. J. ANGSTRÔM. J Longueur ^ "g itonde. |.^' rt Remarque». Eaie». Longueur donde. ri ir II • Remarques. 5079,» + 3,4 + 0,8 Fe et Ni, qoalie me8. 4522,09 ._ , Ti 5064,53 — + 1,0 Fe et Ti 4500,53 — -0,1 Ti 5041^ \ 6040,» S ^ + 0,8 CaetFe 4493,81 4454,10 *-* -1,0 Fe, forte. CaetMn 5017,76 — + 0,1 Fe 4434,65 — + 1.0 Ca 5011,56 — + 0,4 Fe 4425,07 — — Ca 5005,14 , — -0,1 Fe, double. 2670,0 4414,77 — ^ Fe et Mn 4056,87 3^ + 0,8 Fe, très-forte, double. 4404,26 — + 0,4 Fe, forte. 4933,55 — + M Fe et B», double. 4382,82 3,0 + 0,1 Fe, très-forte. 4919,w 4918,n ) . + l.t Fe 4340,10 4325,24 2,T 2.» + 1,8 + 1.» Hydrogène. Fe 4890,3B ; 4890,19 5 '. + 0,8 Fe G 4307,25 4271,83 3,. 3,9 -M + 0,8 Fe Fe, très-fiMTte, dooUe. 4877,57 — + 1,» Ca 4260,02 2,T + M Fe 4870,61 S + 0,8 Fe 4250,54 4249,81 ■^ -1.* + 2,8 Fe 4860,74 3^ + 1.0 Hydrogène. 9 4226,36 2,8 + 1,8 Ca, très-forte. 4822,90 — + 0,1 Mn ^ 4201,56 — — Fe 4791,78 — + 1,« CoetTL 4197,98 -M Fe, double. 4782,75 — — 1 Mn 4191,17 ^___ — Fe 4761,68 — 4186,68 — -0,4 Fe, double. 4753,47 — -0,8 4155,74 — — Fe 4726,70 — -1,T Fe 4153,79 — -M Fe 4713,81 — . — Ni 4143,14 2.4 + 1.0 * Fe, double. 4702,44 4667,20 4666,45 !'•• + 0.4 + 1.» Inconnue. Fe etTi h 4133,94 4131,52 4101,2 1- 2.8 + 1.0 + 1.» Fe, plusieurs raies. Hydrogène, très-forte. 4654,07 . — — Cr 4076,7 2,8 + 1.» Double; Tune de Cal- 4612,78 — — Inconnue. 4071,0 — — cium. 4610,78 — — Fe 4062,9 4,« + 1.» + 2,0 Fe, très-forte. 4580,95 — -0,T Ca 4045,1 2,8 4571,59 .— "— Ti 4032,9 8,1 + 1.» Mn, trois raies. 4564,93 — . + 1,8 Inconnue, double. 4029,5 — — Mn 4548,97 — — Ti 4004,9 — + 0,8 Fe, forte. 4535,59 4533,31 2^ + 1.0 Ti et Ca, double. FeetTi H 3968,1 3933,0 8,1 + 4,0 * ^'' 1 Ca et Fe, très-UrgeB. — ) 4528,08 + 2,5 — Fe 1 1 5 tableau contient aussi presque toutes les raies observées par M. van deb Wil- et même une grande partie de celles de M. Ditsgheiner ♦*). Les 3" et 4* colonnes es différences existantes entre ces diverses mesures et les miennes. Les mesu- Archives du Musée teyler, Vol. 1; Harlem, 1866. SitzuDgttbericbte der Eais. Akademie d. Wisseuscbaften iu Wien; Oct. u. Kov. 1864. L IC 8 l* K C T U !•: N O U M A L DU S O L K I L. 33 rcs, données primitivement par M. Ditsciieineu, étaient relatives^ et je les ai préférées aux mesures absolves publiées plus tard par lui, puisque ecs dernières déterminations se basent, sans aucun doute, sur une mesure défectueuse de la largeur du réseau. La concordance que Ton trouve entre ces ti'ois séries est en général satisfaisante, et en ne considérant que les mesures de M. Willigen et les miennes, cet accord est même si grand, qu'à quelques exceptions près il ne laisse rien à désirer. M. Mascart *) a pris de même des mesures très-exactes sur les longueurs d'onde de la lumière, mais ayant restreint ses déterminations aux raies principales de Fraunhofer H — JBT, les points de comparaison sont nécessairement peu nombreux. Cependant, il a déterminé, en outre, les longueurs d'onde de quelques raies métalliques, et fourni de la sorte des élé- ments que je pourrai, au moins d'une manière indirecte, comparer avec mes mesures. En effet, par son Mémoire**) publié récemment dans le tome VI des Actes de la So- ciété royale des sciences d'Upsal, M. Thalén vient d'accomplir la dernière partie du pro- gramme que je m'étais proposé déjà en 1863, c'est-à-dire de déterminer les longuem'S d'onde des raies métalliques par leur enregistrement dans le spectre normal du soleil. Dans ce but, il s'est servi des déterminations des longueurs d'onde faites i)ar moi pour les raies Fraunho- fériennes, et comme il a pris, dans ses recherches, le plus grand soin possible pour arriver à des résultats exacts, on pouiTa regarder l'accord qui existe entre ces mesures et celles de M. Mascart comme un bon contrôle de mes déterminations. A Texception de trois ou qua- tre raies, cet accord est aussi grand qu'il ait été possible d'espérer. Longueurs d'onde^ détenninées par M. MaSCART. Lignes de Frmmli. Baies métal- liques. Longueur donde. Covlew de» rayon». Ligne» de Fraunh. Raies métal- liques. .Longueur donde. Couleur des rayons. B — 6866,6 + 0,5 J Zinc 4923,9 + 0,7 LiUiium 6705,7 — 0,8 Ronge. ■ Zinc 4910,5 0.9 C — 6660,7 +1,*) F — 4859,8 0,9 Cadmium 6437,0 l.s' Zinc 4809,0 0,8 Zinc 6360,7 2,0 Cadminm 4798,6 0,5 a — 6275,4 ' 0.» •Orange. Bismnth . 4721,* 0,9 Lithiom 6101,5 0.7 Zinc 4720,6 0,9 «BIpii A. — 5894,» 0,8 Zinc 4678,5 1,1 JJiCU. A .... 5888,0 U / - Cadminm 4676,5 0,4 Argent 5463,5 0,8 Strontinm 4606,8 0,8 ■ Cadminm 5377,1 1,0 Jaune. Lithinm 4602,0 0,8 ThaUium 5348,8 0,8 Étaîn 4523,» 0,8 Cadminm 6336,» 1.3 Cadminm 4414,5 4 1.1 E — 6267,9 1.» G — 4307,6 -0,»J Argent 5207,1 l,ï •Vert. Calcium 4225,5 ^jn Violet + 0,9 f ^ — 5182,0 1,1 H — 3967,8 1 Cadminm 5084,4 + 0.T. 1 ♦> Annales scientifiques de TËcole Normale supérieure, T. IV; Paris, 186G. ♦"(») Mémoire sur la âétermination des longueurs d'onde des raies métalliques, 1868. 34 A. J. ÀNGSTRÔM. Le? valeurs données dans les 3* et 4* colonnes du tableau, diffèrent un peu de celles publiées par SI. Thalén, page 14 du Mémoire précité. Cette différence provient de. ce que j'ai appliqué ici les petites corrections indiquées p. 29. J'ajouterai que les valeurs des longueurs d'onde appartenant aux raies principales de Fraunhofer, qui ont servi de base à M. TiiALÉN dans ses déterminations, page .9, 'ont été celles données par moi dans les ta- bleaux des mesures micrométriques p. I — ^XII, et d'après lesquelles ont été construites mes planches; la différence entre ces nombres et les videurs d^nùives^ est néanmoins tota- lement insignifiante. 4 Description de TAtlas. a) Raies Fraunhoférienneê. Afin que les mesures micrométiiques, décrites dans les pages précédentes, deviennent pliis accessibles et que le lecteur puisse facilement retrouver dans le spectre solaire les raies Fraunbofériennes mesurées par moi, j'ai construit un Atlas portant le titre de: Spec- tre normal du Soleil, lequel accompagne ce Mémoire. Cet Atlas contient six planches, sur lesquelles ont été dessinées, avec le plus grand soin possible, les raies specti*ales depuis a jusqu'à U. M. Thalén, qui a bien voulu m'assister dans ce travail, a fait les dessins d'a- près les longueurs d'onde données par moi; en outre, il a cherché, autant que possible, à indiquer l'intensité relative des différentes raies. Le bord supérieur de chaque partie du spectre dessiné, est muni d'une échelle milli- métrique permettant de mesm*er les longueurs d'onde des raies individuelles du spectre à un cent-millionième de millimètre près. En effet, une division de l'échelle correspondant à un dix-millionième de millimètre de la longueur d'onde, cette échelle nous donnera immédia- tement, si l'on omet les trois zéros qui suivent la virgule, les quati*e premiers chiffres déci- maux, et on aura, de plus, le cinquième chiffre par l'estimation des dixièmes de millimè- tre. Nos diagrammes jouissent donc à peu près de la même exactitude que les mesures elles-mêmes. Pour être dans le vrai, quelques erreurs, montant à un dixième et quelquefois à deux dixièmes de millimèti*e, se sont glissées dans la gravure, mais les mesures elles- mêmes des raies faibles étant douteuses par rapport à cette quantité, on conçoit bien que toutes ces erreurs seront presque insignifiantes. Pour guider le graveur à l'égard de l'intensité relative des raies, je les avais nu- mérotées de 1 à 9, à l'exception des raies les plus fortes, comme C, Z>, J^, b^ et quel- ques autres. Ces déterminations, nécessairement approximatives, se fondaient principalement, quand il s'agissait de la partie spectrale située entre a et F^ sur des comparaisons direc- tes, mais par rapport à la partie restante de J" jusqu'à jET, on s'est servi surtout des plan- ches de MÎL Hoffmann et Thalén. Tontes les raies reproduites sur mes planches entre C et 6, ont été mesurées direc- tement; leur nombre est un peu plus grand que celui donné sur les planches correspondant LE SPECTRE l^ORMAL DU SOLEIL. 35 tes de M. KiRCiinoFP. Vers l'extrémité violette du spectre, les raies observées sont par contre moins nombreuses, vu la faible dispersion de cette partie. Cependant, pour donner même à cette portion du spectre une ressemblance aussi parfaite que possible avec la nature, je fus obligé d'ajouter ci et là quelques raies, quoique je n'eusse pas pris directement les mesures de leurs longuem-s d'onde. Du reste, j'ai cherché à introduire aussi complètement que possible dans mes planches, toutes les raies provenant des substances dont on a prouvé, au moyen de l'analyse spectrale, l'existence réelle dans l'atmosphère du soleil. J'ajouterai enfin qu'on a dessiné quelquefois certaines raies comme étant doubles, conformément à leur aspect dans le spectre de réfraction, quoique dans celui de diffraction, il ne fût pas possible de les reconnaître sous cette forme. C'est ce qui a eu lieu par rapport aux raies doubles qu'on trouve à droite de la raie B. J'ai indiqué aussi sur les ])lanche8 l'origine de chaque raie et sa con*espondance avec les raies des specti'cs métalliques, pour autant que ces faits ont été déterminés par les recherches que nous avons faites, M. Thalén et moi, soit ensemble, soit chacun pour son compte. A ce dernier égard, je dois dire que toutes les recherches sur le titane et sur son existence dans l'atmosphère du soleil, sont dues exclusivement & M. Thalén, qui s'y est livré en vue de son Mémoire, déjà cité, sur les longueurs d'onde des spectres métalliques. Il va sans dire que j'ai profité aussi des planches spectrales publiées depuis plusieurs années par MM. Kibchhoff et Hoffmann. Enfin, pour faire connaître combien des raies ont été indiquées sur mes planches comme dérivant des substances connues, je les résume dans le tableau suivant: Nombre Nombre Sub$t Le nombre des raies du titane enregistrées sur mes planches^ est très-inférieur à celui qu'a donné M. Thalén, lequel nombre monte à 200. La raison en est: 1^ que ma planciie E-F était déjà gravée « avant qu'il eût terminé ses recherches sur ce métal, et: 2^ que plusieurs des raies du spectre solaire qui correspondent actuellement aux raies titaniques, sont tellement faibles qu'on ne peut les dis- tinguer que dans des cas exceptionnels do pureté et de dispersion du spectre solaire. 3t> A. J. ANG8TUÔM. at d'incandescence *), Cependant, le nombre déjîi trouvé suffira, comme on le voit, pour ex- ipicr l'origine de j)resque toutes les raies fortes du spectre solîiirc et confirmera donc l'opinion, i^e par moi dans un autre travail, que les substances constituant réellement la masse du cil-, sont sans doute les mêmes que celles de la terre. N'oublions pourtant pas de dire qu'il ste actuellement enti'e F et Gr, à peu près au milieu, quelques raies fortes dont l'origine st encore inconnue; mais, les conclusions qu'on en voudrait tirer en faveur de substances aires étrangères à notre globe, seraient certainement prématurées. Remarquons néanmoins, unie un fait curieux, que la plus forte de ces raies inconnues coïncide avec une raie forte brome; mais les raies du chlore n'ayant aucune coiTcspondance avec les raies Fraunho- ienncs, il n'est pas probable que cette cor£espondance ait lieu par rapport au brome. L'aluminium possède certainement des raies brillantes en plusieurs endroits du spcc- , mais les raies situées entre les deux //, sont les seules qui semblent coïncider avec 4 lignes Fraunbofériennes. Pour expliquer ce phénomène singulier, il faut dire que les os violettes se présentent comme les plus fortes dans le spectre de ce métal. De même lî les raies jaunes du sodium, ces deux raies d'aluminium ont fait voir quelquefois le phé- inène d'absorption consistant en ce qu'une raie noire se présente dans le milieu de chacune lies, ce qui prouve la forte intensité des dites raies. En observant les rayons extra- violets ce métal, on décidera si les deux raies mentionnées ci-dessus coïncident ou non avec des es Fraunhofériennes ; car, si ma supposition est vraie, les raies extra-violettes doivent coïn- ler aussi avec des lignes obscures du spectre solaire. A deux raies du zinc que j'ai indiquées sur mes planches comme coïncidant avec s raies Fraunhofériennes, il en faut ajouter une troisième, située à 4809,7; mais, à l'égard s deux raies, ti-ès-larges et très-fortes, d'une apparence nébuleuse, il n'y a pas de corrcs- udance visible; ainsi, la présence du zinc dans le soleil me semble très-douteuse. Je ai cependant qu'il existe, trois raies du magnésium, du même aspect nébuleux, qui ne pos- lent pas non plus de correspondance avec les raies de FraunUofer, quoique la présence ce corps dans le soleil ne permette pas le moindre doute. De tous les corps, \t fer a assm'ément produit le plus grand nombre de raies dans spectre solaire. Ces raies, qui ne sont pas symméti-iquement distribuées sur toute Téten- e du specti-e, présentent deux maxima, dont l'un est situé près de jB, et l'autre près de . Quelques-unes paraissent être communes avec celles du calcium , mais une telle coïncidence raies de différents métaux n'est souvent qu'apparente. Pour en donner un exemple, je erai la raie forte du fer entre E et b, dont la longueur donde est 5226, et qui a été ssinée comme une raie simple sur les planches de M. Kirchiioff et sur les miennes. Ce- ndant, comme Ta prouvé M. Toalén en augmentant fortement la dispersion par l'emploi six prismes en flint de 60 degrés, cette raie est actuellement triple^ et les raies qui en it partie, appartiennent, Tune au fer et Tune des autres au titane. Parmi les métalloïdes, Vhydrogène est le seul que l'analyse spectrale ait pu indiquer mme appartenant au soleil, tandis que les autres substances, telles que l'oxygène, l'azote le carbone, qui existent en si grandes quantités sur la terre, ne peuvent jamais être dé- iiveites dans le soleil par ce procédé. Pour indiquer nettement cette impuissance de l'ana-^ *> C*c8t seulement en opérant avec le fer, le manganèse et le calciam que fonctionna une pile taïque de 60 couples. LE SPECTRE NORMAL DU SOLEIL. 37 lysc «poctralc par rapport à Foxygèiic et à Tazotc, j'ai dessiné au-dessous du spectre solaire les raies princip.alcs du spectre électrique de Taîr, et ou verra par là, qu'il n'y a pas de coïueidenees enti-e les raies de ces deux »peetres*). Malgré le manque presque complet de coïncidences entre les raies du spectre solaire d'an côté et celles de Toxygcne ou de Tazote de l'autre, on n'est pourtant pas en droit de se ])rononcer définitivement sur l'absence totale de ces deux corps dans le soleil. En voici la raison: le si)ectre de l'air ne peut pas se produire moine entre les électrodes de charbon d'une i)ile voltaïque, composée de 50 couples, et en général il ne se présente pas, si l'électricité se propage d'une manière pour ainsi dire électrolytique. Ce spectre exige nécessairement pour sa naissance ujie décharge disiuptive, comme nous le prouvent évi- demment les expériences avec les tubes de Geisler, contenant ces deux corps gazeux. En effet, tant que la décharge est accompagnée de l'électroîyse , les spectres obtenus à l'aide de l'air raréfié, appartiennent tous aux corps composés, et ainsi, il est très- impropre de les nommer, avec PlOcker, spectres du premier ordre; au contraire, en em- ployant le condensateur, la décharge devient immédiatement dîsruptive et on a en mémo temps les spectres des corps élémentaires, c'est-à-dire le spectre, ordinaire de l'air. Ce fait, très-important même pour la juste interprétation des spectres du soleil et des étoiles**), nous indique comme une chose très-probable que la* température élevée du soleil ne suffit pas pour produire les raies brillantes de l'oxygène et de l'azote, et que par conséquent, même en supposant que ces corps existent, actuellement dans le soleil, ils ne doivent pour- tant pas occasionner de raies obscures dans le spectre solaire, de même que l'existence ac- tuelle de ces corps dans l'atmosphère ten'estre ne donne pas naissance à des raies telluriques. Les observations sur les éclipses totales du soleil, et en particulier celles qui ont été faites dernièrement par MM. Janssen et Rayeï, ont prouvé deux faits, savoir: 1* que la surface lumineuse de cet astre est immédiatement entourée de gaz pesants, qui, constituant ce qu'on appelle les protubérances, donnent naissance à un spectre de raies brillantes; 2** que cette même surface est en outre, à une hauteur considérable, environnée d'unie cou- ronne dont la lumière, polarisée et présentant un specti'e (Continu, dérive du photosphère lui- même du soleil. Cela admis, et en supposant que cette com-onne contienne des élément^ ten^estres, il me semble qu'on ne peut pas admettie qu'ils soient auties que l'azote, l'oxy gènp et l'iiydrogène. Quant MX carbone, on trouve qu'il exige de même une décharge disruptive pour ame- ner la production de son spectre réel, qui possède une ressemblance assez notable avec ce- lui de l'hydrogène. L'arc voltaïque, au contraire, qui se forme des électrodes de carbone à ♦ Voici de plus une application pratique et très-utile qu'où pourra faire de ce spectre de Taîr. De même que Ton a pu détcrDiiner, par l'enregistrement dans le spectre normal, des longueurs d'onde des raies métalHques, on peut arriver k un résultat identique à Taidc du spectre électrique de Tair, quoique cer- tainement avec une moindre exactitude dans ce dernier cas.  cet effet, il faut toutefois connaître les longueurs d*onde de ce dernier spectre, ce que les planches mentionnées donnent d'une manière sufti- samment exacte. '**> D'après la mémorable découverte de M. Uuqgins, Tune des trois lignes brillantes qui se trou- vent dans le spectre des néi)uleuses coYncide avec la raie forte et verdâtre de l'azote. Mais cette raie est double, et la distance des deux composants est de trois unités en dix-millionièmes de millimètre; il paraît donc qu'on devrait pouvoir constater cette même duplicité dans la raie correspondante du spectre des nébuleuses. 10 38 A. J. ÀNGSTUÔM. Taîdc d'une pile de 50 couples, ne donne pas le spectre propre*) du carbone, mais seule- ment ceux des carbures d'hydrogèiie et du cyanogène. L'apparition de ces deux derniers spec- tres coïncide du reste avec les phénomènes ordinaires de Télectrolysation, où les éléments de Félectrolyte se combinent avec les électrodes. On pouiTa donc conclure que la température produite par la pile voltaïque mentionnée, ne suffira pas pour mettre le carbone à l'état gascux; que, par conséquent, en appliquant ces résultats au cas du soleil, sa température doit être regardée, d'un côté, comme trop élevée pour admettre l'existence de combinaisons telles que le cyanogène et l'hydrogène carburé, mais que, de l'autre, elle est trop basse pour pouvoir vaporiser le carbone. H est donc très-probable que le carbone existe à l'état solide dans le photosphère du soleil, et de plus, que, conformément à la théorie remarquable de M. Faye, c'est principalement de rincandescence de cette substance, que provient le spectre continu du soleil. D'après les observations faites par MM. Secchi et Huggins, les raies d'absorption dans les spectres stellaires sont de deux espèces: chez Tune, le spectre est rayé de lignes très-fines, comme le spectre solaire; chez l'auti-e, les raies constituent des groupes entiers à espaces égaux ou des bandes nuancées. Ces derniers groupes appartiennent vraisemblablement aux coi*ps composés, et je mentionnerai, en particulier, que ceux trouvés dans le spectre de a Orionis, ressemblent fort aux bandes lumineuses que donne le spectre de l'oxyde de man- ganèse. Supposé que ma théorie soit juste, l'apparition de ces bandes doit donc indiquer que la température de l'étoile est devenue assez basse pour que de telles combinaisons chimiques puissent se former et se conserver. Entre ces deux limites de température chez les étoiles, limites que l'on peut caracté- riser par la présence de l'une ou de l'autre espèce des raies d'absorption , on peut s'imaginer ^ussi un état intermédiaire, dans lequel les gaz composés peuvent se former ou se disso- cier, suivant les variations de température auxquelles ils sont assujettis par l'action chimique même. Dans cette classe doivent probablement être comprises les étoiles dont l'intensité de iumière varie plus ou moins rapidement et avec une périodicité plus ou moins constante. Mais je crois devoir m'arrêter, n'ayant pas l'intention d'entrer ici dans une discussion létaillée sur cette matière intéressante. Ce que je viens de dire, suffira cependant à faire voir la nécessité d'étudier d'une manière approfondie, non- seulement les spectres des ;orps élémentaires, mais atissi ceux des combinaisons chimiques les plus importantes, comme 'a déjà fait avec beaucoup de succès M. Mitsghkrlich. Dans un Mémoire sur les spectres *' doubles*' des corps élémentaires que nous publie- rons prochainement, M. Tiialén et moi, dans les Actes de la Société des Sciences d'Upsal, lous traiterons d'une manière suffisamment complète les questions importantes qu'on peut se proposer sur cet intéressant sujet. Pour le présent, je me bonie à dire que les résultats luxquels nous sommes arrivés, ne confirment aucunement l'opinion émise par PlûCKER, qu'un îorps élémentaire pourrait donner, suivant sa température plus ou moins élevée, des spectres out-à-fait différents. C'est le contraire qui est exact En effet, en augmentant successive- nent la température, on trouve que les raies varient en intensité d'une manière très-compli- *> Le spectre du carbone, dont il est ici question, fat observé, il y a cinq ans, par M. Thalén et Qoi; l'une des raies qui appartiennent à ce spectre, celle qui se trouve à côté de C, a aussi été ob- ervée par M. Hugoins. Le spectre observé par M. Swan est probablement dû à Tacetylène. LE SPKCTKK NOUMAL DU S CL K IL. 39 quée, et que, par suite, de nouvelles raies peuvent même se présenter, si la température s'élève suffisamment Mais, indépendamment de toutes ees mutations, le spectre d'un certaiA corps conservera toujours son caractère individuel. fi) Raies telliiriques. J'ai dit auparavant qu'à quelques exceptions près, on retrouve toutes les raies Fraun- hofériennes les plus fortes dans les spectres des métaux. Cela ne s'applique toutefois pas à l'extrémité rouge du spectre, où l'on observe des groupes nombreux de raies dont on ne peut pas expliquer l'origine par l'absorption dans l'atmosphère du soleil. Les variations existantes dans leur apparition, ont prouvé que ces raies sont dues à l'atmosphère terrestre, et on les nomme pour cette cause raies tellnriques. jVfM. Brewster et Gladstone*) ont déjà publié une description détaillée de ces raies; mais le dessin qui l'accompagne est toutefois assez peu satisfaisant Dans ces derniers temps, c'est surtout M. Janssen qui les a étudiées avec le plus de soin, et il a même réussi à produire, par des expériences directes sur l'absorption de la vapeur d'eau, des raies noires, situées près de J5, C et /?. Cependant, je n'ai pas encore vu de dessin de ces raies, et j'ignore même s'il en a publié. M'étant aussi livré à l'étude de ce sujet, j'ai indiqué par des raies nuan- cées, au bord supérieur de mes planches, celles que j'ai trouvées appartenir à l'atmosphère de notre globe. Jusqu'ici, cependant, c'est à l'extrémité rouge du spectre que j'ai con- sacré mes études de détail. Dans mon Mémoire de 1853, j'énonçais déjà, le premier en date à ce que je crois, la loi fondamentale qu'tm paz à tétat d incandescence émet des rayons lumineux de la même réfrangibilité que ceux qu'il peut absorbei\ Je cherchais aussi, à ce temps-là, à ti'ouver des correspondances entre les raies telluriques et les raies lumineuses que présente le spectre électrique de l'air. Mais, comme je l'ai constaté depuis, aucune correspondance de ce genre n'existe, et l'on a vu ci-dessus la^cause probable de cette circonstance remarquable. Puisque, du moins d'après la loi d'absorption énoncée ci-dessus, les raies telluriques ne sont dues ni à Tazote, ni à l'oxygène, il faut les atti'ibuer vraisemblablement à l'absorp- tion des autres gaz qui constituent réellement l'atmosphère ten'cstre, et l'on peut donc, en premier lieu, nommer la vapeur d'eau. Je pense aussi que la plupart des raies telluriques indiquées sur mes trois premières planches, dérivent de cette substance; mais en outre il existe trois groupes, représentés par A^ B et «., dont l'origine doit êti*e attribuée à d'autres substances. J'ai exposé, dans les Comptes-rendus de l'Académie de Sciences de Paris **) les mo- tifs qui m'ont déterminé à faire cette conclusion, et je me permets de les reproduire ici: "Pendant les grande froids du mois de Janvier 1864, j'ai observé, à Upsal, le spec- tre solaire à plusieurs reprises, une fois par une température de 27 degrés centigrades au-dessous de zéro. Les raies telluriques situées près de Z>, de C et de a, ainsi que celles qui se montrent de a à J?, avaient presque entièrement dispara, tandis que les groupes A et jB, et un troisième situé à peu près au milieu entre I> et C — dans nos planches «^ Phiiosophical Transactions, T. 160, London, 1860. ♦♦> T. C3, 18C6 p. 647. •^0 A. J. ÂNGSTUÔM. '^signé par a — offraient une grande intensité , yplus grande nicme, à mon jugement, que celle l'ils ont en été pour la même hauteur du soleil. Ces trois groupes présentent tous le même ipcct; ils se composent chacun d'une raie très-forte et d'une série de raies plus fines à peu 'es également espacées; il ny a que Tintensité qui augmente en allant de a vers A. L'ap- trîtion si constante de ces trois groupes et leur similitude d'aspect, nous conduisent à leur tribuer une origine commune; mais comme je viens de le dire, cette origine ne doit pas être lorchéc dans l'action de la vapeur d'eau; ce serait plutôt un gaz permanent, peut-être icidc carbonique, qui produirait ces trois groupes de raies. Les spectres que donnent les gaz composés, surtout ceux des oxydes métalliques, front une grande ressemblance avec les groupes en question , et c'est cette circonstance qui c fait supposer qu'ils sont dus à l'absorption exercée par un gaz composé." Outre les trois groupes de raies situés près de ^, i^ et c6, il existe, à gauche de >, une bande d'absorption, toujours visible dans le spectre du ciel pur. Cette bande s étend 5 ÔG81 à 5812 à peu près, et, d'après Buewster, je la désignerai dans la suite par la ttre ^, Dès que cette bande commence à se montrer dans le spectre solaire, on peut la ré- >udre en raies très-fines; mais au coucher du soleil, les raies, en se joignant, forment une uide obscure et continue. Or, puisque l'apparence de cette bande ne change pas avec s circonstances desquelles dépend l'intensité des raies d'absorption dues à la vapeur d'eau, origine en doit être atti'ibuée à une cause toute différente. Une autre bande d'absorption, analogue à J" et désignée par A dans le dessin de REWSTER, est située à gauche de F, mais elle présente une intensité si faible, que je ne lî pu voir pendant les mois d'hiver dans le spectre .du ciel pur. Quelquefois, on découvre issi à droite de i> une troisième bande, dont la partie moyenne est située à 6100. Toutes ces deniières bandes, aussi bien que celles mentionnées ci-dessus, ont été diquées sur le dessin des raies iellvriques donné planche //. On y trouve encore une bande absorption, très-forte pendant les mois d'été, et située^entre h ^t F k 5035 — 40, que l'on )ît attiîbuer à la vapeur d'eau. H ariive de plus que la partie violette du spectre solaire s'éteint presque complète- ent au fur et à mesure que le soleil s'approche de l'horizon. Cependant, n'ayant pas eu occasion d'étudier en détail ce phénomène d'absorption, je n'ose me prononcer sur son ori- ine. Suivant M. Janssen, cette bande d'absorption est produite par la vapeur d'eau. En résumant ce qui précède, on aura la série suivante des phénomènes de l'absorp- 3n atmosphérique, au fur et à mesure que le soleil s'approche de l'horizon: La partie vio- ttc du spectre disparaît premièrement jusqu'à G?, et l'absorption, s'étendant de plus en plus îpnis cette limite vers le rouge, présente des bandes plus sombres près de i^ et de D. Il même temps, les raies A, B (tt a qu'on peut voir toujours dans la partie rouge du )cctre, se renforcent sensiblement, et celles de la vapeur d'eau à 6' et à i>, augmentent cessarament en nombre. A la fin, il ne reste plus de parties lumineuses, que celles situées itre B et a, entre a et J", et de plus la partie jaune verdâtre à gauche et à proximité de L'intervalle de jEf et J" est eu outre traversé et plus ou moins affaibli par les bandes absorption de la vapeur d'eau dont je viens de parler. La partie qui a le moins changé . aspect, est celle entre D eX i. LE SPECTRE NORMAL DU SOLEIL. 41 En promenant, au coucher du soleil, le spectroscope de Thorizon vers le zénith, le specti-e du ciel se montre parfaitement analogue à celui de la lumière directe de cet astre; seulement, l'intensité de la partie jaune verdâtre augmente en s'approchant du zénith, en même temps que s'affaiblit celle des parties rougeâtres. Au contraire, si Ton dirige le spec- troscope sur un nuage situé près de l'horizon et qu'éclairent directement les rayons solaires, cet astre étant déjà couché, on obtient le même specti^e que celui du soleil même à l'horizon ou du ciel pm* dans son voisinage. L'absorption de l'atmosphère est à beaucoup d'égards semblable à celle d'une solution de chlorophylle. La lumière transmise par une couche mince de cette solution, revêt une apparence verdâtre, mais elle devient rouge, quand on augmente l'épaisseur des couches. De même, la couleur du ciel change d'apparence avec l'épaisseur de couches atmosphériques qu'ont traversées les rayons solaires, et l'on peut regarder comme de simples phénomènes d'absoi*ption presque toutes les variations de couleur qui caractérisent l'aurore et le rouge du crépuscule, à l'explication desquelles on a proposé déjà tant de théories différentes. A l'égard de ces phénomènes d*absorption, il est bien probable que le rôle joué par la vapeur d'eau est très-important; mais, d'après les expériences de M. Tyndall, on peut sup- poser qu'il existe dans l'atmosphère d'auti*es substances gazeuses pouvant produire des raies , quoique la quantité de ces substances soit si mmime qu'on ne les a pu découvrir jusqu'ici par une voie dii-ecte. Pour expliquer l'origine des bandes ^, jB, «t et J", qui sont très-constantes et ne dé- pendent pas sensiblement des variations de la température de l'air, il faut recourir à d'au- ti'es corps gazeux moins variables en tension que la vapeur d'eau. Parmi ces corps, j'ai indiqué déjà l'acide caibonique, et l'on pourrait même supposer que l'ozone peut produire une action analogue, pourvu qu'il existe à l'état libre dans l'atmosphère. Comme la troi- sième cause, ou pommait nommer enfin la fluorescence de l'oxygène, gaz qui, renfermé dans un tube de Geissler , devient faiblement phosphorescent au passage du courant électrique. Cependant, toute l'explication des phénomènes de coloration qui se manifestent dans l'atmosphère, se montrera sans doute très-incomplète, si l'on n'apprécie pas suffisamment l'influence d'une autre cause pouvant modifier d'une manière ti'ès-sensible l'intensité des par- ties cohérentes du spectre, savoir la difumn atmosphérique et la polarisation de la lumière qui y est étroitement liée. y) Spectre de V aurore boréale. Depuis l'époque où Franklin faisait ses mémorables expériences sur la foudre jusqu'au temps actuel, un parallélisme complet a eu lieu entre les actions de cette force natui*elle et celles de l'électricité de frottement; ainsi, l'on a pu prévoir que le spectre de l'éclair devait être le même que celui de l'air, produit par la décharge électrique ordinaire. C'est ce qu'ont parfaitement prouvé les observations faites par M. Kundt. De plus, les deux phéno- mènes de l'aurore boréale et du magnétisme terrestre, étant si intimement liés l'un avec l'autre, que l'apparition de la première est toujours accompagnée de perturbations exercées sur l'aiguille aimantée, ou a donc pu supposer que l'amore boréale n'était qu'une lueur élec- trique, analogue à celle que produit l'air raréfié dans l'oeuf électrique, ce qui n'est pourtant II 42 A. J. ÀNGSTRÔM, SPECTRE NORMAL DU SOLEIL. pas le cas. En eifet, pendant riiivcr de 18G7 — 68, j'ai pu 'observer*) plusieurs fois le spec- tre de l'arc lumineux qui borde le segment obscur et se présente toujours pendant de faibles aurorSs boréales. Sa lumière était presque monochromatique et consistait d\(ne seide raie binUavte^ située à gauche du gi*oupe connu des raies du calcium. En en mesurant la di- stance de ce groupe, j'ai déterminé la longueur d'onde de la raie, qui s'est trouvée égale & A = 6567. Outre cette raie, dont l'intensité est relativement grande, j'ai observé aussi, en aug- mentant la largeur de la fente, des traces de trois bandes très-faibles qui s'étendraient à peu près jusqu'à F.  une seule occasion, quand l'arc lumineux était agité par des ondulations qui en changeaient la forme , j'ai vu les régions signalées s'éclairer momentanément de qucTl- ques faibles raies spectrales; mais, eu égard au manque d'intensité de ces rayons, on peut dire néanmoins que la lumière de l'arc lumineux est sensiblement monochromatique. Voici une circonstance qui donne & cette observation sur le spectre de l'aurore boréale une importance beaucoup plus grande et pour ainsi dire cosmique. Durant une semaine du tnois de Mars 1867, j'ai réussi & observer la même- raie specti'ale dans la lumière zodia- cale , qui se présentait alors avec une intensité vi-aiment extraordinaire pour la latitude d'Upsal. Enfin, pendant une nuit étoilée, tout le ciel étant en quelque sorte phosphorescent, j'en ai trouvé des traces même dans la faible lumière émise de toutes les régions du firmament. Un fait fort remarquable, c'est que la raie signalée ne coïncide avec aucune des raies connues dans les spectres des gaz simples ou composés, pour autant du moins que je les ai étudiées jusqu'à présent H suit de ce que je viens de dire, qu'une aurore boréale intense, telle qu'on peut l'observer au-dessus du cercle polaire, donnera probablement un spectre plus compliqué que celui trouvé par moi. Supposé que cela soit vrai, il y aura donc à espérer qu'à l'avenir on pourra expliquer plus facilement l'origine des raies tiouvées et la nature du phénomène lui-même. Ne pouvant pas donner cette explication pour le présent, je me réser^'e d'y re- venir une autre fois. *) Cette observation fut communiquée à la Société des Sciences d'Upsal le 16 Février 1868. J*eu8, pendant l'automne de 1867, Toccasion de communiquer verbalement cette même observation sur le spectre de Taurore boréale à M. 0. db Struwe, et en Mai 1868, j'ai eu la satisfaction de recevoir l'avis qu'il l'a vérifiée à son retour à l'Observatoire de Palkowa. Dans nne notice de ces observations, insé- rée dans les Bulletins de l'Acad. des Sciences de St. Pétersbourg, la position de la raie est indiquée, d'a- près l'échelle de M. Eirchhofp, comme égale à 1259, avec nne erreur probable de 10 — 15 unités de Té- cfaelle. En évaluant ce nombre en longueurs d'onde, on trouve la valeur ôôô2. / MES URES MICR OMÈ TRIQ UES pour la détermination des Longueurs donde des raies de FraunJiofer. Sixihne spectre \ Cinquième spectre \ Valeur j 1 Sixième 1 spectre Cinquième spectre \ Valeur g; Baies moyenne de Longueur d'onde Baies ■ moyenne de ^ Longueur g d'onde g ^. X m. ' \ m. X m^ X jtn — jy Première partie. 1555,8 1 5882,32 1342,3 6882,35 5382,33 2 1642,0 88,45 1310,0 88,53 88,49 4 S 0,0 5268,98 1.5» 6268,98 II 6268,98 — 1653,3 89,43 1320,6 89,50 89,46 8 • 48,7 72,53 40,3 72,52 72,52 1668,0 90,50 1333,6 90,69 90,59 9 72,3 74,26 52'^ ' 74,28 74,27 1 1679,5 91,24 — 91,24 _ 83,5 75,09 67,2 75,00 75,04 4 1691,5 92,21 1351,0 92,27 92,24 8 146,1 79,66 116,7 79,52 79,59 7 1709,1 93,49 — 93,49 _ 162,8 80,86 132,7 80,99 82,75 80,92 7 1743,0 95,96 1393,5 96,15 96,05 10 185,6 82,53 151,8 82,64 11 1760,5 97,21 1405,3 97,22 97,21 1 236,2 86,23 — 86,23 .~ 1774,6 98,24 1417,0 98,29 98,26 8 254,5 87,57 205,5 87^65 87,61 4 1792,9 5399,58 1431,0 5399,56 5399,57 1 310,5 91,64 l253,0 92,00 91,68 4 1391,1 1841,5 5403,13 1470,2 5403,14 5403,13 1 322,5 92,53 92,57 1389,5 1 1864,6 5404,82 1488,4 5404,80 5404,81 1 370,7 96,04 298,0 96,11 96,07 4 377,8 96,56 303,0 96,57 96,56 deuxième partie. 390,7 97,50 313,0 97,48 97,49 1 424,5 5299,96 340,2 5299,97 5299,% 1891,1 0,0 6403,13 -1,5*» 6403,14 6403,14 445,2 5301,49 356,4 6301,45 5801,47 2 1889,5 23,4 04,82 17,0 04,80 04,81 1 — — 372,0 02,87 02,87 48,2 06,63 34,8 06,43 06,53 10 493,0 . 04,97 395,0 04,99 04,98 1 74,5 08,53 59,5 08,66 08 59 7 514,2 06,51 411,0 06,44 06,47 3 80,7 08,98 62,5 08,98 08,98 530,0 07,66 426,0 07,81 07,73 8 96,5 10,13 73,0 09,90 10,01 11 603,6 12,97 483,0 13,03 13,00 3 128,5 12,43 } 106,0 12,90 12,43 623,0 14,42 497,7 14,37 14,39 6 141,5 13,40 13,40 643,0 15,90 515,0 15,94 15,92 2 157,5 14,56 122,0 14,42 14,49 7 707,1 20,57 563,5 20,38 20,48 9 179,7 16,16 140,0 16,00 16,08 8 718,6 21,41 572,0 21,16 21,29 12 203,5 17,91 161,0 17,93 17,92 1 745,8 23,39 595,6 23,31 23,35 i 230,0 19,52 178,0 19,45 19,48 3 798,3 27,21 640,0 27,36 27,28 8 238,2 20,10 185,5 20,15 20,12 3 822,9 29,00 659,4 29,14 29,07 7 279,9 23,43 220,0 23,29 23,56 13 — — 674,6 30,54 30,54 _ 854,7 28,89 280,0 28,76 28,82 4 865,0 32,08 690,0 31,94 32,01 7 394,1 31,74 313,0 31,76 31,75 1 889,3 83,84 710,4 83,80 33,82 2 411,6 33,01 327,0 33,05 33,03 2 918,1 85,95 732,5 85,83 35,89 6 437,5 34,87 346,6 34,83 84,85 2 932,0 36,96 744,5 86,91 36,93 2 446,7 85,53 352,5 35,36 35,44 8 941,4 37,61 — — 87,61 — 566,6 44,24 450,1 44,24 44,24 963,7 39,27 769,0 39,15 39,21 6 589,6 45,91 468,1 45,96 45,93 8 978,0 40,31 780,0 40,17 40,24 7 710,5 54,63 565,5 54,76 54.70 4 1004,5 42,04 800,5 42,10 42,07 8 817,0 62,41 647,2 62,20 62,31 11 1010,9 42,70 806,0 42,53 42,61 8 — — 658,0 63,19 63,19 — 1042,5 45,00 832,6 44,96 44,98 2 862,2 65,69 684,0 65,54 65,61 7 — — 837,5 45,44 45,44 -. 917,1 69,66 731,0 69,82 69,74 8 .1074,8 47.35. 859,2 47,39 47,37 2 953,2 72,27 757,5 72,24 72,26 2 1092,3 48,63 872,5 48,60 48,61 1 967,2 73,29 769,2 73,30 73,29 1 1128,7 51,28 900,6 51,16 51,22 6 1003,0 75,89 797,7 75,91 75,90 1 1143,7 52,37 915,0 52,49 52,43 6 1024,0 77,40 814,3 77,40 77,40 1259,0 60,75 1005,1 60,70 60,72 2 1062,5 80,15 849,0 80,14 80,15 1 1274,6 61,88 1018,4 61,93 61,90 3 1092,0 82,32 869,5 82,43 82,37 6 1303,2 63,96 1041,0 63,99 63,97 2 1152,5 86,72 918,6 86,89 86,80 9 1308,5 64,35 1046,0 64,44 64,39 5 1183,0 88,91 — — 88,91 — 1337,8 66,48 1069,0 66,55 66,51 4 1232,5 92,49 980,0 92,49 92,49 1371,7 68,97 1096,5 69,06 69,01 5 1246,0 93,48 991.0 93,49 93,48 1 1394,0 70,55 1111,9 70,47 70,51 4 1287,4 6496,49 1025,8 6496,70 5496,60 10 1420,6 72,49 1136,0 72,65 72,57 8 1343,5 5500,54 1068,5 6500,49 5500,51 2 1478,3 76,69 1177,3 76,43 76,56 18 1361,9 01,85 — — 01,85 — 1504,0 78,58 1201,8 78,66 78,62 4 1374,5 02,76 — — 02,76 .- 1526,1 5380,17 1219,0 6380,24 6380,20 4 1406,1 6505,06 11193 6505,19 6505,12 7 • ç»o = 20»29'43' •• 9»o = 2P2'38' n A. J. ÀNGSTRÔM Baies JSisiviHe tpfttre "l* Catfpiitmt ipi'Ctre tïU Vohur mfiifvmi^ if* Haicê i:fi\£i'iimc ^fuiiite "»« Vinquîhttuti sfiedru nt^ '^nif^UHe fit ffiniffr 1280,0 1280,0 1414,5 1441,4 14G2,0 1493,5 1409,5 1519,9 1551,2 1001,2 1633,3 1654,4 1677,7 1694,7 1714.8 5505,66 07,61 09,09 11,37 11,81 13,29 15,55 19,50 21,50 23,00 24,69 25,92 6527.35 I 1129,0 1145,0 1167,0 1191,0 1210,0 1236,0 1299,0 1316,5 1334,0 1347,7 1364,7 6506,03 07,49 09,49 11,65 13,40 15,74 21,49 23,06 24,65 25,90 5527,44 5505,85 07,55 09,29 11,51 11,81 13,35 15,64 19,50 21,50 23,03 24,67 25,91 5527,40 Troisième partie. 0,0 29,5 58,5 92,7 201,5 211,5 250,1 349,9 366,7 411,9 441,1 474,5 487,0 515,9 539,0 568,6 613,2 658,6 694,1 739,7 781,6 806,0 821,9 835,0 853,4 883,7 904,2 914,5 967,3 992,4 1009,7 1030,3 1207,7 1230,0 1254,0 1263,4 1274,2 1329,0 1346,0 1459,5 1509,5 1525,0 1564,5 1604,6 1625,6 1749,2 1763,7 1806,2 6527,35 29,48 31,57 84,05 41,91 42,63 45,42 52,63 53,84 57,11 59,22 61,90 62,79 64,62 66,40 68,44 71,64 74,82 77,47 80,75 83,79 85,54 86,68 87,63 88,91 91,14 92,60 93,34 97,17 5598,97 6600,21 01,70 14,47 16,08 17,81 18,49 19,27 23,20 24,39 32,59 3647 37,30 40,14 43,02 44,64 53,41 64,46 6667,61 0,0 6627,44 23,0 29,52 47,0 31,70 73,0 34,10 98,0 36,34 160,5 42,01 168,5 42,75 198,7 45,48 278,0 52,68 292,0 53,95 326,2 57,06 351,0 59,31 377,0 61,67 388,3 62,69 410,0 64,66 428,0 66,32 453,0 68,57 487,8 71,73 523,6 74,97 552,6 77,64 588,5 80,86 621,0 83,85 640,3 85,56 652,0 86,63 663,0 87,61 679,8 89,15 702,9 91,23 718,5 92,65 728,0 93,51 768,2 97,17 787,2 5598,88 802,0 5600,22 817,5 01,69 960,1 04,55 1058,2 23,25 1068,0 24,33 1160,5 32,71 1180,5 34,53 1200,5 36,34 1209,5 37,15 1244,0 40,28 1275,0 43,08 1291,0 44,54 1329,0 47,97 1369,0 61,60 1388,0 63,31 1399,8 64,39 1426,6 66,71 1436,6 6667,62 6627,40 29,50 31,63 34,07 36,34 41,96 42,69 45,45 52,65 53,90 57,08 59,26 61,78 62,74 64,64 66,36 68,50 71,68 74,90 77,55 80,80 83,82 85,55 8G/)5 b7,62 m^ Î.il.i8 fH,17 55;'ï^,l)2 5Gi)^»Jl il 1.70 01,51 lii,i)8 17,^1 1^^,49 llf,27 23,22 24,36 32,65 34,53 36,25 37,22 40,21 43,05 44,59 47,97 61,60 63,36 64,42 66,71 6667^ 4 2 7 3 "5 6 3 3 5 2 5 U 6 2 4 7 6 7 9 6 3 1 2 1 12 6 3 9 4 1 1 4 Quatrième partie. 1174,2 1096,0 1096,0 0,0 29,2 55,2 73,5 97,5 119,0 235,0 284,1 331,0 361,2 390,7 413,0 444,3 455,7 492,0 504,0 554,2 597,2 627,5 640,0 661,5 675,6 692,5 708,7 729,7 741,7 777,0 787,0 817,0 824,0 994,9 1021,0 1243,8 1302,7 1320,1 1339,6 1372,0 1431,0 1455,7 6657,51 59,61 61,47 62,79 64,51 66,05 74,39 77,91 81,28 83,46 85,52 87,18 89,41 90,65 92,82 93,97 5697,30 6700,38 02,58 03,45 05,00 06,00 07,20 08,30 09,87 10,75 13,26 13,95 16,12 16,75 25,59 I 80,33 46,69 50,89 52,15 53,53 55,90 60,07 6761,85 5,2* 27,9 48,6 62,8 81,9 99,0 191,5 230,0 269,0 291,0 314,0 332,5 355,0 369,0 393,6 407,0 423,5 442,6 479,0 }506,5 529,5 540,0 552,0 565,7 584,0 593,8 621,0 628,0 661,1 760,8 813,0 926,0 991,6 1039,0 1050,5 1066,0 1093,5 1134,6 1159,5 6657,62 59,66 61,55 62,84 64,56 66,01 74,49 77;97 81,49 83,49 85,56 87,23 89,27 90,54 92,73 93,97 95.46 5697,19 6700,42 02,97 05,05 06,00 07,08 08,32 09,96 10,86 13,32 13,96 16,94 25,93 30,66 40,88 46,79 51,00 52,12 53,51 56,23 60,25 6761,94 6657,56 59,(33 61,51 62,81 64,53 66,03 74,44 77,94 81,38 83,47 a5,54 87,20 89,34 90,60 92,77 93,97 95,46 5697,24 6700,40 02,58 03,45 05,02 06,00 07,14 08,31 09,91 10,80 13,29 13,95 16,12 16,84 25,76 30,50 40,88 46,74 51,95 52,13 53,52 56,06 60,16 6761,90 Clncjulème partie. 0,0 130,5 169,4 216,0 251,5 270,5 291,1 319,5 351,8 397,0 422,5 435,0 469,0 495,5 581,5 696,0 615,3 650,5 736,0 6761,85 71,16 73,95 77,29 79,82 81,20 82,66 84,73 86,98 90,20 92,03 92,93 95,34 5797,27 6803,37 04,43 05,79 55,90 08,31 6814,33 0,0 102,8 135,8 173,8 197,8 214,8 250,8 276,3 312,3 338,8 345,8 382,3 390,3 462,3 471,3 486,8 501,3 514,8 676,8 6761,94 6761,90 II 71,22 71,19 74,19 74,07 77,63 77,46 79,79 /79,80 81,31 81,25 — 82,66 84,57 84,65 86,88 86,93 90,13 90,16 92,50 92,26 93,14 93,03 96,43 96,38 6797,23 5797,25 6803,64 5803,50 04,44 04,43 05,85 05,82 07,16 07,16 08,38 08,34 6813.96 6813,14 6 3 4 3 3 2 5 3 11 2 2 3 7 6 4 "5 2 3 6 1 6 6 3 ÏÔ 17 16 1 6 2 1 16 9 4 4 3 12 17 1 6 8 6 3 24 11 6 2 14 1 3 "4 19 • 9^o = 22•4'63^3 V SPECTRK NORMAL DU SOLEIL. m Saies JSixièmi spectre Ciuyuième spectre VaUur f êStriènn j npectre CÙK/uième spectre i^'atcur !• moyenne di Longueur tfoutte Baiet moyenne dt Longueur d*nndfi ! »'ê A IW, X »^'« X m. X î 753,0 5815,61 593,2 5815,44 5815,52 8 1418,0 5863,00 1125,8 5863.39 5863,19 1 19 — — 662,8 21,71 21,71 — 1450,5 65,31 1147,5 65,34 65,32 ' 2 — • — 782,5 32,49 32,49 — — — 1299,3 79,00 79,00 1183,0 46,27 — — 46,27 — — — 1311,3 80,07 80,07, _ 1197,0 47,25 948,8 47,47 47,36 11 1693,0 82,56 — — 82,56 ' __ 1253,7 51,34 991,8 51,33 51,34 1 1700,5 83,09 1343,5 82,97 83,03 ; 6 1277,0 62,66 1007,5 .52,74 52,70 4 1730,0 85,19 1306,8 a5,07 85,13 6 1297,0 54,37 }1030,6 54,83 54,39 2 1749,7 86,56 1383,2 86,51 86,53 2 1308,9 55,22 55,24 r>. 1783,7 89,00 1409,7 88,93 88,96 3 1328,6 56,61 1047,0 56,31 56,46 15 1824,6 91,91 •■ — * — 91,90 ^^ 1356,0 58,57 1071,6 58,51 58,54 8 i>» 1867,3 5894,94 1476.8 5894,99 5894,94 1 1396,0 61,43 1103,8 61.40 61,42 2 I>1 r>t I> — O p remiè re pa ^rtle* 0,0 ' 5888,98 0.0 6888,97 5888,98 23,0 90,64 90,64 .-. 34,0 91,42 — 91,42 41,5 91,96 33^ 91,94 91,96 1 47,0 92,36 .-_ _ 92,36 ». 71,0 94,90 ... 94,90 ». 83,7 95,00 67,1 94,98 94,99 1 89,0 95,39 _ 95,39 110,0 96,90 22,6 96,98 96,94 4 115,0 97,26 _ _ 97,26 ». 124,0 97,91 34,0 98,00 97,95 4 140,3 5899,09 43,1 5898,82 5898,96 13 158,0 6900,36 60.8 9500,41 6900,38 2 171,0 01,30 ... > — 01,30 189,7 ^^^^î 02,62 215,4 04,47 106,6 04^35 04,41 6 251,0 07,10 _» 07,10 _ 263,3 07,98 07,98 ... 285,5 09,57 162,0 09,56 09,57 318,7 11,94 _ 11,94 .» 335,0 13,11 202,6 13,30 13,15 4 354,0 14,48 218,1 14,43 14,45 3 394,0 17,36 _ 17,36 ... 416,0 18,94 _ ^. 18,94 _ 425,0 20,72 _ ... 20,72 ... 451,8 21,54 ^«. ... 21,54 ... 469,5 483,7 22,81 23,84 }314,1 23.27 22,83 23,86 2 530,0 27,21 _ 27,21 _ 559,5 29,33 880,7 29,27 29,30 8 584,0 592,0 31,09 31,67 }402,6 31,23 31,02 ' 31,60 7 622,6 33,87 _^ , 33,87 _ 636,5 34,89 ... 34,89 ... 670,2 37,28 37,28 712,3 40,31 502,6 40,24 40,27 3 r^^'? 41,53 517,1 41,55 41,54 1 755,6 43,33 539,6 43,58 43,45 11 774,0 44,78 553,6 44,84 44,81 3 790,0 45,92 563,1 45.69 45,80 12 811,5 47,45 582,0 47,44 . 47,45 824,0 48,34 590,0 48.21 48,27 7 850,0 50,21 614,0 50,27 50,24 3 871,0 51,71 631.6 51,87 51,79 8 898,0 53,66 353,6 53,84 53,73 7 923,5 66,47 671.6 66,46 55,46 946,7 eJ^'4 688.6 6956,99 57,05 6 1008.0 6961.49 — 6961.49 — -: 931,4 - 981,4 1060,5 1086,0 1112,0 1129,0 1190,0 1210,0 1225,0 1304,0 1322,0 1350,0 1375,0 1400,0 1418,0 1491,0 1500,0 1572,0 1647,0 1700,0 1717,5 1761,0 1810,4 1833,4 1863,3 6965,34 67,17 69,04 70,26 74,65 76,09 77,09 82,89 84,18 86,19 87,92 89,71 90,01 96,25 96,89 5902,06 6007,43 11,23 12,50 15,63 19,17 20,81 6022,96 883,5 900,0 975,0 989,0 1013,0 6974,54 j 76,02 i 82,78 ! 84,15 i 5986,15 1250,0 1305,4 1340,3 1379,3 1397,5 1422,5 6007,50 12,48 15,61 19,11 20,62 6022,99 i Beu3Llèine parcie. 0,0 41,3 253,3 421,0 445,9 579,0 736,8 762,6 61,5 78,0 124,5 150,5 180,3 206,0 228,5 245,0 279,5 299,5 1101,1 1137,6 1178,0 1216,5 1292,3 1340,0 1373.9 6022,96 25.92 41,10 53,08 55,04 64,39 75,67 77,51 81,91 83,08 86,50 88,27 90,40 92,24 93,84 95,02 97,48 6098,90 6101,69 04,30 07,15 09,93 15,31 18,74 6121,16 0,0 33,4 203,2 358,0 463,7 608.0 726,4 877,5 907,6 937,4 1029,2 1093,6 6022,99 25,98 41,26 55,14 64,63 77^62 88,19 6101,80 04,50 07,23 15^33 612M4 I 5963,34 67,17 69,04 70,26 74,61 76,05 77,09 82,83 84,17 86,17 87,92 89,71 90,01 96,25 5996,89 6002,06 07,46 11,23 12,49 15,62 19,14 20,72 6022,97 6022,97 25,95 41,18 53,08 55,09 64,50 75,67 77,61 81,91 83,08 86,50 88,23 90,40 92,24 93,84 95,02 97,48 6098,00 6101,74 04,40 07,18 09,93 15,32 18,74 6121.16 IV A. J. ÀNGSTRÔM 7= Raies Sixième éfiedre Ciuquihmt sjHctre fn^ m. Vaieur hnoyenne de I Longueur Raies Sixième spectre Cinquième spectre m^ Valeur 'uoyenne rî* Longueur (TonHéi "S: 876,5 876,7 815,1 815,1 1411,4 1429,5 14W,0 1474,8 1505,0 1577,2 1591,4 6123,83 25,11 26,8G 28.35 30,30 35,G3 6136,63 1121,5 6123,62 1137,7 25,08 1156,5 26,75 1176,1 28,49 1198,6 30,50 1255.9 35,63 1267,3 6136,64 1801,5 1737,8 1692,5 1653,2 1634,5 1600,0 1563,0 1555,0 1547,0 1513,7 1463,0 1449,8 1430,6 1407,0 1391,4 1350,6 1334,3 1293,4 1265,8 1246,0 1196,1 1085,6 1037,8 911,8 724,7 704,0 685,8 647,1 609,0 588,5 545,5 486,3 459,8 393,7 384,0 377,0 351,5 336,0 304,3 292,7 265,9 252,0 177,3 153,5 124,7 89.7 55,6 24,0 0,0 6136,13 40.68 43,89 46,69 48,08 50,48 53,13 53,69 54,25 56,63 60,24 61,18 62,54 63,75 65,32 68,24 69,39 72,29 74,27 75,68 79,22 87,06 90,46 6199.41 6212,70 14,17 15,46 18,21 20,91 22,38 25,41 29,69 31,50 36,19 86,87 37,37 39,18 40,27 42,37 43,33 45,37 46,23 51,50 53,21 55,23 57,66 60,09 62,36 6264,06 0,0 49,3 119,5 160,2 202.2 230.7 264,7 280.4 .294,0 328,5 359.5 371,7 427.0 443.4 482.5 569.3 608,3 709,0 855,0 871,3 918,8 }954,8 998,8 1029,3 1046,8 1066,8 1117,1 1031,0 (1059,0 1087,0 1097,5 12-23.0 1231,6 1292,9 1309,7 1333,2 1359,5 1389,0 1413,7 1432,7 6136,14 40,53 46^83 50,47 64,16 56,76 69,82 61,23 62,43 65,53 68,30 69,39 74,34 75,80 79,29 87,04 90,53 6199,47 6212,57 14,01 18,30 21,57 ^5,38 28,13 29,70 81,60 86,03 37,28 39,76 42,39 43,20 45,43 46,43 61,58 63,14 65,24 57,58 60,22 62,55 6264,13 Quatrième partie* 1914.0 1942,0 1832.0 1743,0 1731,0 1713^ 6264,06 0.0 ; 6264,13 69,03 67,6 69,24 69,93 — — 76,07 134,7 76,12 76,90 142,6 76,83 , 6277,14 11 169,8 627836 1 6123,73 I 10 25,10! 1 26,81 g 6 28,42 1 7 30,40 1 10 35,63 i 6136,63 g Troisième partie. 6136,13 40,61 43,89 46,76 48,08 50,48 53,13 53,69 54,21 56,70 60,03 61,20 62,49 6 63,75 - iir,A^> 1A 65,42 68,28 69,39 72,29 74,30 75,74 79,25 87,05 90,50 6199,64 6212,34 14,09 15,46 18,25 20,88 22,35 25,40 28,13 29,69 31,50 36,11 36,87 37,33 39,20 40,29 42,38 43,27 45,40 46,33 51,64 63.18 55,29 57,62 60,15 62,46 6264,09 6264/)9 69,13 69,93 76,09 76,86 6278^ 6 3 1 4 3 6 7 "4 8 1 8 "4 2 1 6 3 10 4 3 1 4 6 10 3 3 10 1 4 10 757,0 757,0 781,7 1694,5 1666,6 1621,1 1597,1 1546,3 1526,7 1490,0 1452,0 1425,7 1398,8 1383,6 1270,5 1209,4 1165,6 1149,6 1100,6 918,7 897,0 866,6 794,0 753,0 639,6 689,0 665,0 309,0 276,0 91,8 0.0 6279,60 81,56 84,76 86.46 90,09 91,46 94,03 96,71 6298,50 6300,44 01,63 09,54 13,82 16,98 18,08 21,56 34,36 35,89 38,01 43,10 46,01 54,03 57,57 61,03 u 64,23 I 77.29 79,69 92,59 6899,03 171,8 196,4 289,0 309,0 }378,p 409,1 421,5 560.7 593,1 608,7 787,3 806,6 828.9 888,4 921,9 1052,3 1092,0 1272,9 1300,0 1443,0 1516,5 6279,52 81,61 90,04 91,54 6297,86 6300,55 01,66 14,05 16,87 18,25 34/22 35,93 37,91 43,20 46,18 67,77 61,29 77^36 79,77 92,63 6399,00 Ciniiulème partie. 0,0 116,0 166,2 211,0 236,0 283,0 303,5 440,2 461,0 556,7 711,5 794,0 893,0 917,1 967,0 990,3 1018,3 1034,6 1077,0 1136,9 1167,1 1191,6 1275,0 1294,0 1328,0 1337,0 1354,0 1367,0 .1382,0 1412,0 1418,0 1602,0 1638,0 1663,0 1689,0 1703,0 6399,03 6407,18 10,28 13,85 15,61 18,92 20,41 29,94 31,46 38,13 49,10 54,73 61,69 63,37 66,86 68,50 70,44 71,57 74,53 78,73 80,85 82,55 88,40 89,73 92,10 92,72 93,92 94,83 95,88 6497,97 6501,51 11,24 18,77 15,51 17,31 6518,27 6279,56 81.58 84,70 80,46 90,07 91,54 94,03 96,71 6298,50 6300,79 01,64 09,54 13,93 16,92 18,16 •21,56 34,29 35.91 37,96 43,15 46,09 54,03 57,67 61,16 64.23 77.32 79.73 92.61 6399,02 0.0 6399,00 6399.02 I 90,8 6407,05 6407,12 129,0 10,44 10,36 159,8 13,83 13,84 187,8 15 66 15,64 224,1 18,87 18,90 240,3 20,31 20,36 346,1 29,75 29,85 — 31,46 440,2 38,03 38,08 562,8 48,89 49,00 630,7 54,90 53,82 707,5 61,70 61,70 728,5 63,56 63,46 66,86 784,5 68,51 68,50 806,9 70,54 70,47 — — 71,57 851.6 74,41 74,57 — 78,73 924,8 80,94 80,90 842,0 82,47 82,51 — — 88,40 1026,0 89,85 89,79 1051,7 92,16 92,13 — — 92,72 1071,0 93,87 93,90 1082,0 94,85 94,84 1097,0 6496,18 96,03 — — 6497,97 — — 6501,51 1270,8 6511,49 11,36 1299,0 14.03 13,90 1316,2 15,55 15,53 1341,9 6517,82 17,32 6518,28 5 1 n 6 8 2 5 5 8 10 13 "3 4 2 1 1 6 8 1 3 2 5 9 5 10 8 1 9 8 5 4 6 3 2 1 15 12 13 2 8PECTUE NORMAL DU SOLEIL. Raies Sixième spectre I Citiquième speetre Wl. fW. Vairur hnoyenite r/el 1 Longueur tfnnrte •à- aixiiiHt aptctre Cinquième spectre Val^r II ItCLXCê 'nnyennf dA ni. ). Wl, X Lontjueur d'onde || 2180,0 6551,57 1722,0 6551.43 6551,50 II 2246.0 55.91 — — 55,91 2266.0 57.31 1790.1 57,28 57.30 2278,0 58,11 1800.3 58,18 58.14 2298.0 59,51 — — 59.51 o 2328.6 61.80 1840.4 61,83 61.81 87,9 67,92 69.0 67.90 67.91 132.6 71,08 105.0 81,10 71,09 6573,76 172.4 6583,86 134,0 6573.66 s 1>I 1768,0 6522,86 1399,3 6522,89 6522.87 1891.6 31.47 — »-. 31,47 1913,0 32,95 — — 32,95 1956,0 35.96 — — 85.96 2032,5 41,29 1605,4 41.06 41,18 2055,8 42,91 1627,4 43.01 42,96 2087.0 45,10 1651.4 45.15 45,12 II 2123.0 47,58 1678,9 6647,57 47.58 1 2154.0 6549,79 — — 6549,79 g 1 3 1 1 1 10 Première partie* E — F Deuxième partie. (-6,3 i+^.3 43,3 59,7 77.2 89,8 109,4 204,5 225,3 246,1 263,0 281,3 310,4 359,3 374,7 409,3 446,4 472,8 484,6 503,7 545.6 566,8 583,7 710,0 717,5 7iW),7 747,0 812,4 838,1 860,5 889,6 921,3 945,2 972,2 982,2 1012,5 1022,0 1055,4 1069,8 1103,2 1114,3 1143,8 1174,5 1314,5 1323,3 1335,9 1373,9 1305,4 151,4 103,0 85,5 62,0 49,5 0,0 5269,45l| 5268,51/1 65,80 64,53 63,36 62.42 60,98 54.03 52,49 50,97 49,62 48,39 46,26 42.68 41,55 39,02 36,33 34,39 33,51 32,10 29,01 27,48 26,25 lT,00 16,45 15,48 14,30 09,49 07,62 05,30 03,84 5201,52 5199.74 97,82 97,08 95.15 94,09 91.65 90,58 88,14 87.35 85.17 82,96 72,66 82.02 71.10 68,32 66.74 82,96 79.61 78.15 76,38 75,52 5172,02 0,0 5268,98 5268,98 ^ l>4 0,0 14,4 6166,75 65,80 18,3 67,23 67,23 1 - 29,6 64.69 a5,8 65,74 65,77 8 69,6 61,65 49,3 64,52 64,52 113,3 58,45 62,4 63.34 63,35 1 158,1 55,15 72,3 62,46 62,44 2 187.0 53,05 89,1 60,93 . 60,95 2 192,5 52,62 103.5 . . 69,63 69,63 — 210,6 51.29 164,6 64,09 54,06 8 227,0 50.08 183,4 52,41 52,45 4 2G2.0 47,52 198,7 51,03 51,00 3 285.9 45,77 213,4 49,70 49,66 4 301,7 44,60 226,7 48,51 48,45 6 336.0 42,09 251,2 46.30 46,28 2 347,3 41,26 290,4 42,74 42,71 3 382.4 38,66 304,6 41,46 41,52 8 407,3 36,83 331,9 38,99 39,01 1 458.6 33,09 362.5 36,27 36.30 3 488,4 30,85 382,3 34,36 34,38 1 519,6 28,59 389.9 33,65 33,58 7 546,3 26,63 408,3 32.10 32,10 561,7 25,49 442,6 28,99 29,00 1 576,7 24,40 458,9 27,50 27,49 1 593,0 23,28 473,1 26.23 26,24 1 1 624,0 20,90 49-4,7 24,28 24,28 - 638,0 19,88 572,1 17.29 17,14 14 706,6 14,83 580,2 16.56 36,50 6 741,1 12,28 591,6 15,53 15,50 2 775,2 09,77 603.8 14,43 14,36 6 787,3 08,87 659,5 09,40 09,45 4 815,1 06,84 678,5 07,67 07,64 2 841.9 04,86 706,0 05,16 05,23 13 860,0 6103,52 722,6 ^03,64 03,74 10 — — 745,8 5201,55 5201,53 1 1 922,1 6098,96 766,1 6199,71 6199,73 934,0 98,07 784,7 98,03 97,92 1 10 956,5 96,43 796,3 96,98 97,03 5 1040,9 90,22 815,7 95,21 95,18 3 1131,5 83,54 828,0 94,10 94,09 1144,5 82,54 855,0 91,66 91,65 1157,6 81,81 867,4 90,53 90,53 3 1171,0 80,64 893,9 88,22 88,18 4 1183.0 79,74 87,35 — 1196.6 7^,76 928,9 85,04 85,10 7 1209,2 77,82 951,1 82,95 82,% 1237,0 7f^,77 966,0 82,56 82,61 6 1260,0 71.07 1072,1 72,01 72,02 1291,0 71,67 1083.1 71,01 71,06 4 1342,7 07,98 1112,5 68,36 68,34 2 1366,4 Gki.23 1130.3 66,74 66.74 1393,0 î.l« 20,01 oî^s4 0731 05,OI 03,75 510L^20 5Ôiîl^.l5 mm 1)U,5S t)0.40 83,55 82,37 81,75 80,20 7S,40 75,87 74,14 71,74 iib,28 (j6,51 u\m .^Îi.b3 f»0,l^G 4t^:i3 47,82 43,45 5040,69 16166,75 11 65,74 64,59 Ufii 58,50 55,06 5ajïii 52,55 61,2Fj 5tM4 47,49 45,73 44,50 nm 41,23 ab,*>4 36,79 32,96 30,83 28,60 26,67 25,47 24,40 2;;, 18 2t,ai lît,i>4 14.87 mm 07,02 0:^,63 5102,-JO 5099,05 95,14 96,50 90,31 83,54 82.4G 81,78 a\t>4 79,74 7S,ël 77,87 IbM 74,10 71,70 68,13 66,37 64.31> 5^*,73 50,117 I 47ja ! 43,40 41,1» I 6040,14 I 6 10 3 6 9 3 7 3 6 3 4 10 'i 2 4 13 2 1 1 2 10 14 6 4 4 3 3 18 7 11 "9 7 7 9 8 3 5 3 3 15 14 13 10 1 1 3 6 VI A. J. ÀN08TBÔM Haies Sixième tpectrt 1 Cint^uihM âpectrê fn^ m. Valeur moyenne Longnenr (Tomi^ ^ le 1e\ § Baieê Sixième spectre U (Jimjuième spectre ÎW. m. Valtur moyenne di Lonyueut d'oiifh ! 15 3 3 Troisième partie» 1834,0 1961,0 ol961,0| 0,0 33,2 70,2 142,0 156,3 181,0 192,7 218,6 256,1 264,0 288,0 312,1 360,1 370,1 394,3 461,3 479,4 507,7 521,9 536,1 553,0 567,4 584,4 603,1 643,6 679,0 709,1 757,6 774,3 785,6 794,7 806,7 825,2 850,3 878,0 923,2 992,1 1017,0 1028,1 1068.5 1135,5 1 6040,64 38,20 85,46 3î^>,15 29,10 27,30 26,41 25,62 21,75 21.16 19,38 17,59 14,06 13,32 11,52 06,53 05,23 03,11 02.04 6000.98 4999,72 98,66 97,40 95,94 93,19 90,47 88,26 84,70 83,42 82,59 81,94 81,03 79,67 77,92 75,75 72,40 67,32 65,47 64,64 61,66 4956,71 921,4 893,0 861,0 804.4 791.4 764,0 774,0 668.0 625,0 598,6 547,0 531,5 508,5 496,0 486,0 466,0 429,0 401,5 367,5 346,5 306,0 294,0 273,0 250,0 229,0 168,5 115,0 92,0 0.0 6040,69 38,11 85,20 30,11 28,86 27.28 26,38 1 17,65 13,73 11,32 0(>,63 05,22 03,03 01,90 6001,09 4998,94 95,89 93,38 j 90,20 84.69 83,60 8Î770 79^58 77,68 72^17 67,28 65,19 4956,75 6040,66 38,16 35,83 30,13 28,98 27,29 26,40 25,62 21,75 21,16 19,38 17,62 14,08 13,34 11,42 06.58 05,23 03,07 01,97 6001,03 499*9,72 98,80 97,40 95,91 93,28 90,34 88,32 84,70 83,31 82,59 81,82 81,03 79,62 77,80 75,75 72,29 67,30 65,33 64,64 61,66 4956,78 I 2 Quatrième partie» 0.0 82,0 \ 4956.71 I 4954,29 1 0,0 26,6 4956,76 I 4956,73 | 4964,30 I 4964,29 \ V Première partie. 4860,60 59,24 54,85 50,90 48,10 42,40 39,16 37,64 35,06 33,21 31,76 30,20 28,43 22.86 19.89 16.99 4811,66 F^ — O- 0.0 4860,59 0,0 20,0 59,10 14,4 80,0 64,61 61,5 — — 103,0 — .-. 133,6 — z 193,3 230,0 306,0 87,71 245,4 — — 272,7 365,0 83,28 293.0 385,0 31,79 307,9 407,0 30,19 323,7 — _ 343,8 607,0 22,66 403,7 647,0 19,66 435,1 684,0 4816,88 466,0 — — 624,0 4860,60 69,17 1 7 64,73 12 50,90 .^ 48,10 — 42,40 — 39,16 _ 87,67 4 35,06 — 33,25 8 31,78 1 30,20 1 28,43 — 22,76 10 19,77 11 16,93 5 65,0 99,7 149,4 162,3 200,0 241,8 260,0 272,0 290,5 311,2 321,0 343,0 365,0 400,2 431,0 449,5 473,0 493,7 514,5 622,5 638,0 •[689,7 608,0 •[658,8 704,2 725,6 766,2 813,0 861,6 884,8 914,4 939,0 963,5 982,0 1013,5 1058,2 1087,0 1121,0 1140,7 1151,3 1192,0 1221,0 1242,0 1282,6 4951,85 49,25 45,53 44,52 41,80 38,62 37,23 36,35 34,96 33,41 32,68 31,01 29,35 26,75 24,45 23,07 21,30 19,74 18.19 17,61 16,43 12,56] 11,19 07,37] 03,98 4902,38 4899,33 95,82 92,19 90,44 88,22 86,37 84,54 83,16 81,92 77,43 75,26 72,72 71,23 70,49 67,40 65,30 63,64 4860,59 4811,66 — 702,0 4808,06 810,0 4799,95 823,0 99.00 842,0 97,56 921,6 91,61 962,5 88,54 1000,0 85,72 1043,0 82,52 1094,0 78,72 1137,0 75,50 1186,2 71,76 1207,0 70,20 1245,0 67,33 1268,0 4766,76 1 50,5 78,0 121,5 130,5 161,0 196,5 233,3 252,2 258,0 275,0 292.5 322,0 347,0 364,5 383,5 400,0 416,7 472,0 493,0 538,0 571,5 586,0 621,0 |711,5 \721,2 740,0 i75b,5 1767,0 781,0 1798,5 t819,0 857,5 879,6 903,5 923,0 933,0 963,5 1009,5 1039,2 544,0 562,0 579,3 600,4 622,5 650,0 673,3 736,0 768,5 798,8 832,4 908,4 948,5 965,0 993,8 1012,5 4952,08 49,54 45,52 44,59 41,86 38,58 35,19 33,40 32,90 31,33 29,60 26,î«8 24,56 23,05 21,30 19,77 18,14 13,21 11,17 07,00 03,901 4902,56 4899,33 90,84 90,05 88,31 86,60 85,81 84,51 82,90 81,00 77,43 75,39 73,16 71,36 70,45 67,62 63,43 4860,61 4951,96 49,40 45,53 44,55 41,83 38,œ i 37,23 36,35 35,07 33,41 32,75 31,17 29,47 26,86 24,50 23,06 21,30 19,75 18,17 17,61 16,43 13,21 11,18 07,00 03,94 4902,47 4899,33 95,82, 92,19 90,84 90,05 88,26 86,67 85,88 84,52 83,16 82,88 80.98 77,43 75,32 72,94 71,29 70,47 67,51 65,30 63,54 4860,60 4809,69 4809,69 08,01 08,03 06,36 06,36 04,41 04,41 4802,:33 4802,33 4799,87 4799,91 — 99,00 97,58 97,57 91,70 91,65 88,66 88,60 85,83 85,77 82,68 82,60 — 78,72 75,56 75,53 71,80 71,78 70,26 70,23 67,45 4765,78 67,56 4765,80 ^ Les deux raies I> du cinquième spectre. En omltipliAnt leurs longneors d*onde par v on anra 4712,49 et 4707,48; nombres qui diffèrent très peu de celles en haut qa*on obtient en supposant qne les deux raies appartiennent au sixième spectre. SPECTRE NORMAL DU SOLEIL. vn Raies iVrxrciwi ; êptçtrc Cin*pi*htte êpf*rti*ï | \*itiHr II 'M n^ fuite f/f ^rlufi. Il VU l m, ' V2Ufi 4704,G4 1024,7 47&l,(i7 47G4,r>5 12^SJ Ul,r»41 1037,5 (il,û» 6l,ri4 ^ i:^ï:ï,5 aXTi . — -^ 6U,71 loKl,0 ik»,!)2 llOlî^O mfil 5ii.l>4 1^07,0 &5,lti Il 2:) fi bWM 5rï,22 — — ii45,a 63,i:J,îi AbM 1232,7 45,17 45,20 I53îni; 4^,45 — — . 43,45 li>t>iS7 4Laâ 1270,0 41,<ï0 41,77 l*iUl,2 au,ii Kt2ïn0 30,13 3*;, 12 I70:t,o o2,î^5 13<ï2»a 32.DIÎ 32,95 lTnL,0 y4Ï,S3 1385,3 30,^ 30,K1 i7t^îï,ri 21^47 142i>,4 26,69 26,rië 18-J>^,0 23,57 — . — . 2;i,57 1K>7,0 21,41 — ». 21,41 lL*£»2,iï 14,32 *[1543,3 16,001 14,32 i£i*n,o ia,(iti 15*iT,l» 13,72 ■ u,m 1985,0 ll.tHj *[l5t»5,0: UM ll,ï*6 201b,0 09,3ë 1014,2 09,37 Oiï,38 2(m,b 08,:iO 1625,0 08,30 08,25 iiU5G,5 , 0U,48 1644,7 06,50 0649 4702,32 2111.0 1 4702,29 1689,1 4702,34 Baieê ,S*^n'iitti *ftfctre »"* Cîtttpti'iwt Mptctre \ ^ttleur L moyenne Se } i Lowfiirur Wl. ^ ^ 6 18 3 17 2 14 10 4 13 10 3 iiîi 13 14 6 7 .1 5 11 4 6 12 1 1 6 15 16 3 10 7 10 4 2264,0 2264,0 IleuiLlime partie. 0,0 21,0 58,5 155,4 280,0 302,2 324,3 472,0 517,0 t[550,0 6I8,0 t[637,0 642,5 682,0 724,0 758,5 785,0 831,0 842,0 866,8 934,0 1113,4 1136,0 1189,5 1218,6 1269,7 1300,2 1324,6 1350,9 1365,0 1395,1 1425,7 4702,29 4700,73 4697,89 90,61 81,24 79,59 • 77,91 66,77 63,41 61,01] 55,80 54,48] 53,95 50,97 47,81 45,21 43,12 39.74 38,91 37,12 32^00 18,56 16,75 12J4 10,53 06,67 II 04,39 02,54 4600,49 4599,49 97,21 4594,88 0,0 15,0 45,6 125,7 224,3 243,3 260,0 272,0 320,0 i376,0 1384,0 415,0 433,0 491,0 515,0 544,0 ) 593,5 629,0 j 672,5 693.5 728,0 748.0 774,0 800,0 824,6 859,0 891,5 913,0 924,0 955,7 976,7 1018,0 1040,0 1060,0 1118,0 4702,34 4700,94 4698,06 90,54 81,28 79,50 77,93 76,80 72,30 67,03 66,28 63,37 61,68 56,23 53,90 51,25 46,60 43,26 39,17 87,19 33,96 32,08 29,<>3 27,18 24,87 21,64 18,58 16,56 15,42 12,54 10,75 06,68 04,61 4602,73 4599,98 97,27 4702,32 1 4700,83 4697,97 90,57 81,26 79,54 77,92 76,80 72,30 67,09 66,34 63,39 61,68 56,02 53,93 51,11 47,85 45,25 43.19 39,67 38.84 37,16 33,96 32,04 29,63 27,18 24,87 21,64 18,57 16,65 1542 12,64 10,64 06,67 04,50 02,64 4600,49 4599,49 97,24 4594,88 1 4 2 4 1 3 4 11 1 11 1465,5 4591,87 1480.4 90,W HîttM 89,37 15rKÎ,7 85,29 1580,0 8:i,25 161:^.0 80,83 16iJf*,0 79,52 1646,0 78,20 170^1,5 73,70 17:ï<î,o 71,47 1745,0 70,KO 1777,0 68,38 lfô2,5 G4}Ki 1846,0 6,ï,liî lbîK>,0 59,45 1912,0 58,20 — 55,23 1975,0 53,4 L 1997,2 51,72 2467,0 2036,5 4518,75 2467,0 1173,0 1185,0 1246,1 12^>2,7 im^fi 1372,0 1392,5 14^^2,0 l4;m,o 1444,0 1403,0 1479,7 1530,0 1502,5 1584,0 1000,5 1618,0 1630,5 4591,99 90,97 85,22 80,81 78,20 73,37 71,43 OK^rii; 67,15 Oli^OO 01J3 63,;i3 57,î*3 55,43 53,41 61,77 5^ï,20 4549,02 4591,93 90,80 89.37 85,26 83.25 80,83 79.55 78.26 73.53 71,45 70.8rj 68.52 67,15 66.00 64,83 63,20 59.45 58,07 55,33 53,41 51,75 50,20 4548,88 Troisième partie» 0,0 81,8 64,8 179,8 205,8 219,8 243,8 262,8 274,8 300,5 351,8 385,8 408,8 542,8 621,8 637,8 667,8 694,3 728,8 843,0 860,3 879,6 896,3 917,8 968,8 1008,8 1047,8 1095,3 1119,8 1157,3 1189,8 1203,8 1234,3 4648,75 46,33 43,83 35,59 33,17 32,10 30,29 28,86 27,95 26,00 22,11 19,55 17,81 07,66 01,68 4600,48 4498,20 96,20 93,58 84,87 83,63 82,17 80,90 79,27 75,41 72,37 69,42 65,83 63,96 «1,11 58,66 57,59 4455.28 0,0 25,5 54,0 77,1 93,5 119,0 144,2 166,7 180,5 200,0 216,5 222.5 243,5 261,5 277,0 287.5 312,5 |.513,0 \517,7 539,1 561,8 585,1 632,5 690,5 700,5 708,5 781,5 880,3 932,5 959,3 967,5 995,0 4549,02 46.62 43.95 41,76 40,22 37,81 35,44 33,32 32,01 30.18 28,63 28,03 26,13 24,38 22,92 21,86 19,58 00,68 4500,23 4498,21 96,08 93,88 89,40 — 1 83,94 82,99 82,24 75,35 66,03 61.10 58,51 57,80 4455.20 4548,88 40,47 43,89 41,76 40,22 37,81 35.52 33,24 32,06 30,24 28,75 27,99 26,06 24,38 22,92 21,99 19,56 17,81 07,66 01,68 00.09 4500,24 4498,20 96,14 93,73 89,40 84,87 83,79 82,99 82,20 80,90 79,27 75,38 72,37 69,42 65,93 63,96 61,10 58,59 57.69 4455,24 I .. *) Les deux nies I> du quatrième ipectre. En malUplûttit leurs longueurs d*onde par v 01^ obtient 4715,99 et 4711,18. t) Deux raies du calcium; leurs longueurs d*onde 6693,43 et 6696,66 multipliées par | donnent 4661,10 et 4654,63. ^^II A. J. ÀN08TRÔM Jtaies ^ixièmt sftrch'e n m. 2670,0 2670,0 2822,0 CiHfjuième ëpectre WU I y ait Hr l'Moyeii/K! dt I Longueur l tfnttffê 1252,8 4453.89 1307.0 49,44 1344.8 46,90 140-1,8 42,35 1508,5 34,48 1549,8 31,34 1570,8 29.75 1608.8 26,87 1631.8 25,13 1670,8 22,17 1725.2 18.03 16.62 4414,70 1 1743,8. 1769,1 1006,2 1046,5 1082,5 1133,5 1214,5 1262,5 1296,5 1316,5 1347,5 1424,0 4454,15 50,35 I 46,94 42,13 34,48 29,95 26,74 24,85 21,98 4414,71 13 4454 02 50,35 49,44 46,92 42,24 34,48 31,34 29,85 26,80 24,99 22,05 18,03 - 16,62 I — 4414,70 1 Quatrième partie* 0.0 4414,70 0.0 4414,74 1 4414,72 1 92,0 07,74 — 07,74 137,0 04,27 115,0 04,14 04,20 170,5 01,74 143,0 01,58 01.68 184.0 4400,78 153,0 4400,67 4400,72 200,0 4399,51 164,0 4390,64 4399,58 265,0 94,57 219.0 94,59 94,58 93149 _ — 231,0 4393,49 284.7 92,97 — — 92,97 332,5 89,43 .^ — > 89,43 345,2 4388,48 — — 4388,48 Baies Hixième spectre »w. Ciinpitèmé Mjftcttt >D. 2822,0 Gr O — H Première partie» 0,0 30,7 64.3 94,0 112,0 138,4 149,8 166,4 176,8 235,5 261,2 303,3 322,0 350,0 361.6 373,2 393,8 410,9 438.0 454.0 469.2 478.0 495,3 541,4 562,4 587,0 598,0 633,0 663,0 684,5 708,1 730,7 754,0 803,3 4325,16 974,4 22,88 1000,8 20,27 1027,4 18,01 — 16,64 — 14,62 . 13,76 }1094,3 12,49 1113,5 11,70 — 07,23 1169,3 05.28 — 02,06 1228,2 4300,64 — 4298,56 1260,8 97,62 — 96,74 — 95,00 .» 93,95 1314,0 91,98 90,60 }l341,0 89,42 1362,0 88.75 — 87,41 83.92 }l403,0 82,31 1442,5 80,44 79,60 }1464,0 76,93 — 74,64 1624^ 73,01 71,30 1559,8 69,47 — 67,71 — 4263,94 — 4325,16 22,74 20,27 14,10 12,36 07,23 01,80 43 - 4298,52 93,91 91,43 89,39 85,72 82,08 80,11 74^58 4271^28 4325,16 22,81 20,27 18,01 16,64 14,58 13,72 12,43 11,70 07,23 05,28 01,93 4800,64 4298,54 97,62 96,74 95,00 93,93 92,05 90,67 89,41 88,75 87,44 83,95 82,20 80,48 79,64 76,93 74,59 73,01 71,29 69,47 67,71 4268,94 8040,0 8040,0 367,4 31>4,8 418,8 450,3 467,5 615,1 532,3 581,9 599.8 621,5 635,8 681,0 733,0 743,5 776,0 791,8 818.8 825,9 841.7 894.6 924.8 942.4 982,0 1025,6 1046,9 1053,9 1079,1 1113,6 1177,5 1235,5 4386,79 84,70 82,88 80,51 79,18 75,56 74,22 70,49 69,14 67,46 66,35 62,96 59,00 58,20 55,68 54,52 52,47 51,92 50,92 46,70 44,40 43,06 40,05 36,75 35,10 34,58 32,66 30,04 25,16 4807,23 — — 349,0 4382,65 } 381,0 79,71 429,5 442,0 480,0 494,2 513,0 75,25 74.11 70,61 69,30 67,58 564,0 605,0 62^90 59,12 655,0 64^58 } 689,5 51,22 812,0 4007 974,4 1169,8 2546- 4307,28 1 Vnlf.ur H Ç? Lom/ueur H 9 604,0 6788,1 207,0 85,5 1208,0 6700,3 892,5 6818,5 264,9 92.2 1225,6 02,3 972,5 27,6 270,9 92,9 tri317,8 1348,6 12,9 1224,4 56,0 303,8 6697,1 ;641 6716,4 B 1316,1 6866,8 1 Raies BÉSEAU (U) 1 BÉSEAU (m) Valeur moyenne de Longueur d'onde Quatrième spectre Troisième spectre DtKxiiiM êpecbr» 1 Deuxième spectre m. X m. X m. A m. X S 0,0 6866,8 0,0 6866,8 0,0 6866,8 1 0,0 6866,8 6866,8 24,5 69,6 tt >» W " i If II 69,6 34,0 70,7 t» f» » n II 70,7 80,0 75,9 f» » ff ff II 75,9 99,0 78,1 74,0 m f» II If 78,2 134,7 82,1 101,0 82,4 ff II If 82,3 157.5 84,7 116,0 84.7 ff II II 84,7 185,5 87,9 137,0 88,0 »f ff II 88,0 215,3 91,3 157,0 91,1 9t • ff II 91,2 245,4 94,8 180,5 94,8 ff ff II 94,8 280,0 6898.7 206.0 6898,8 ff ff II 6898,8 317,5 6903,0 232,0 6903,0 ff ff II 6903,0 357,1 07,5 265,0 07,6 ff fi II 07,6 398,2 12,2 290,0 11,7 f» ' II II 11,9 440.0 17,0 323,0 16,8 ff fi II 16,9 486,2 22,2 358,0 22,2 ff ' II fl 22,2 533,4 27,6 394,0 27,8 ti II ff 27,7 571,1 31,9 426,6 31,8 ff ff ff 31,9 610,0 36,3 448.0 30,2 ff ff ff 36,2 627,0 38,3 463,0 88,5 ■ f f ff ff 38,4 644,0 40,1 477,0 40,6 fi ff 40,3 691,3 45,6 509,0 45,7 f. ff ff 45,6 723,3 49,3 522,7 49,1 ,f ff ff 49,2 744,5 51,6 548,0 "•5 ff ff ff f f 61,6 768,6 54,6 567,6 M,6 ff ff ff ff 54,6 792,6 . 57,1 588,0 57,7 ,f ft ff f f ' 67,4 814,7 6959,6 601,2 6959,7 ff t ff ff 6959,6 *) Baie C da 8* spectre; l = 6561,8 demie 8937,1. t) f, du fer da 5* „ ; il = 5870f5 douM 6718,1. 8PECTBE NORMAL DU SOLEIL. XI BÉ8EAU (il) RÉSEAU (m) Valeur moyenne de Longueur d'onde Haies Qitatrièmû spectre Trouième tpectre | Deuxième spectre Deuxième spectre H m. X \_m. A 1 m, X m. X 837,8 855,3 6962,2 64,2 623.0 6963,3 tt ff tf tt 6962.2 64.2 903,0 69,7 661,0 69,2 tt 1t , H tt 69,4 »» ft 759,5 84,4 494,6 6984,1 tt tt 84,2 »» ft 777,0 87,1 tt tt tt tt 87,1 , f» tt 811,0 92,4 M tt f, tt 92,4 1145.0 6997,7 841,7 6997,1 tt »» tt tt 6997,4 1198,0 7003,2 881,7 7003,3 676,6 7003,3 tt tt 7003,3 1249,6 09,1 921,0 08,9 tt tt tt ff 09,0 1294,3 14,2 953,1 14,2 tt tt tt tt 14,2 1362,5 21,9 998,2 21,4 tt tt ,1 If 21,6 1389,6 7025,0 1022,1 7025,1 667,6 25,0 tt tt 25,0 >f ft ft ft 705,6 34,0 tt tt 34,0 w ' ft it - »»- - ^ 764,6 7047,9 it tt 7047,9 w tf 1726,0 7146,2 11 tt t» _ tt 7146,2 w tt tt t» ti tt 805,0 7160,7 60,4 CL ^ n tt 1935,6 63,2 tf _ t» ^ t» tf 63,2 tt tt 1968,3 71,7 1284,0 7171,6 834,0 71,2 71,5 $t tt 1992,0 75,8 1302,0 75,9 844,0 75,9 75,9 »»■ If 2017,3 79,6 1316,0 79,2 856,5 79,4 . 79,4 »» ff • 2037,0 2052,0 82,6 1335,5 1344,0 82,9 84,9 1 868,3 83,7 • ( 82,7 L 84,9 f> ff 2081,0 ^^A 1363,0 89,4 884,6 tt tt • 89,7 « 89,5 »» . tf 2092,0 91,2 tt ff » 91,2 »» ff 2123,0 95,8 il tt " 95,8 n ft 2140,6 7198,6 1399,6 7198,6 908,0 7198,2 7198,3 i> tt 2168,0 7202,8 tt tt 920,0 7202,6 7202.7 >» ff 2183,0 7204,8 tt tf tt tt 04,8 ff t» „ ff tt tt 953,0 13,6 13,6 jf ff „ ff tt tt 972,0 20,0 20,0 » ff ff >t _ tt 982,5 24,9 24,9 ff ff „ ff 1536,6 7230,2 998.0 30,5 30.4 ti ■ ff ff • tt 1575,6 39,7 (1016,0 U028,0 37,6 42,0 37,6 42,0 ' >i ff tt 1618,4 49,9 1049,0 49.1 49,5 »» fi ,, tf ft tt 1064,0 56,9 56,9 »> tf tt 1668,1 61,7 1084,0 62,5 62,1 If ff ff. „ tt 1720,9 74,2 1116,3 74.3 74,3 n ft ft 1777,6 87,5 /1148,0 1159,0 85,5 89,5 85,5 7289,5 (D f» ff ** tt [1791,6 7290,9] t» tt „ « \ / »i II tt 1831,6 7300,4 1187,0 7299,8 7300,1 ff If „ If tt tt 1207,0 7307,1 07,1 >i If ff • tf tf If 1228,0 7314,7 7314,7 A. tt tf ff • 8100,0 7600,2 2012,0 7601,5 7600,9 ff tf ff ff ff ff ff ff ±27,6 ft ±6,5 tf +18,5 aj78,0 Tkbfi 1l%25,6 VALEURS NUMÉRIQUES DES CONSTANTS employés au calcul des Langueurs ctonde des raies de Fraunhofer. Valeurs de K^ pour les diférents spectres. Ritêau K, K, K, ^* K, (II) (III) zfomA n 8,17749,5 8,27489.7 8,89934.4 ff 3,57543.5 8,75152.4 zn A. J. ÂNGSTRÔM, SPECTRE NORMAL DU SOLEIL. Valeurs de ti 5894,96 . 1 D. 0,0 28 32,1 5888,98 ] (0.0) 23 2 16,2 5888,97 ] D. 83,6 28 2 24,4 5895,00 :(67.1)00 23 3 45,7 5894,98 931,4 1863,3 28 42 16,0 6022,96 1422,8 23 35 36,7 6023,00 876,7 1584,1 29 17 44,5 6136,13 0,12833 1261,6 24 3 51,8 6136,14 10,12833 815,1 1801,5 29 58 5,3 6264,06 1432,7 24 35 57,8 6264,13 757,0 1914.0 30 40 57,3 6399,03 1514,6 25 9 55,0 6399,01 C 2328,6 0,0 31 33 4,6 6561,80 1840,4 25 51 8,0 6561,83 J E 24 50 42,5 5268,98 ] 0,0 20 29 45,0 5268,98 b, 1395,6 24 19 53,0 5166,74 1130,3 20 4 50,5 5166,74 1834 1713,0 23 42 2,4 5040,64 0,12237 1388.3 19 34 14,1 5040,69 r 0,12153 1961 1135,5 23 16 57,3 4956,71 1 921.4 19 13 55,2 4956,82 F 1296,2 22 48 19,3 4860,60 1054,6 18 60 40,2 4860,61 0,0 28 16 67,3 4956,71i 0,0 19 13 54,2 4956,76 F 1282,6 22 48 19,8 4860,69/ U,UR>^4 1039,2 18 50 40,2 4860,61 0,12766 ÏT» — XI Raies F 2264 2467 2670 G Sixième sptdre Quatrième spectre. fW. (fo X logr y# X logr m. 12 85 86,1 12 10 40,1 >» ff 4101,21 1 4062,00 0,12610 C3 — J^ Jinùui Quatrième ipeelrt Trùigième spectre i>eiGrâà« $ptan BÉMAO n. DtuxQmt tpeOr* BissAU m. «4 y. logr m. STt logr m. 9c logr "»» y» log r c 641 B 0.0 1348.0 1816,1 20«'24'5ff',8 20 56 10,5 21 34 88,1 0,13888 n n 0,0 ff ff U*68r80r,3 ff ff 0,18834 ff ff 0,0 ff ff 10»'81' ■■■ ,s"'>t.'(.î I / I I i -i i : ■ ' f,' i •: , J. ;i.. rr. . i î) .,. - •; • ■•»>. • ■■ 'IV';'..' . ' DE L'UNIVERSITÉ D'UPSAL. XV on doit admettre que le mètre d'Upsal est égal à: 1 mètre — O,"*' 000190 . Le 13 Octobre 1866, les mêmes observateurs ont déterminé le coefficient de dila- tation de ce même mètre. A cet effet, on y a tracé successivement dçux couples de traits, avec un même compas de 1 mètre d'ouverture, maintenu à la température constante de la glace fondante; en pre- mier lieu, le mètre d'Upsal étant amené à cette même température de la glace fondante, par son immersion prolongée dans de Teau contenant de nombreux fi*agmentd de glace; en second lieu, ce mètre étant maintenu dans de Teau, bouillant d'une manière uniforme sous la pres- sion de 760,"*"44 de mercure, observée à une température de 15^. Les traits correspondant à la température 0, ayant été repérés au moyen d'un coup de pointeau, et les traits correspondant à la température de Teau bouillante ayant été repé- rés au moyen d'un double point, qui sont restés apparents sur Tune des faces latérales du ^ mètre, on a procédé à la mesure de la différence des longueurs comprises entre les deux traits de chaque opération. Cette différence, estimée directement et par une seule lecture, au moyen du déplacement du mètre sur la table du comparateur de Gambey, on a trouvé que la dilatation d'un mètre de la règle était mesurée par 2 251,'8 du tambour = 251,8 x oRdos ^ ^'^'^^^ millim. à la température de 14,^5 centigrades. n résulte de cette observation que le coefficient de dilatation du mètre d'Upsal est exprimé, pour chaque degré centigrade, par la fraction 0,ooooi87i8 et attendu que le mètre ainsi vérifié constitue une mesure de grande précision, on y a immédiatement apposé le poinçon spécial du Conservatoire, réservé à ces sortes de mesures. Ce poinçon consiste en un C, appliqué à peu près sur le milieu de la face qui porte les traits provenant de la dé- termination du coefficient de dilatation. La minute du présent procès-verbal a été signée par M. Ângstrôm et par M. Tbesca. Paris le 14 Octobre 1866* And. Jon. Angstrôm. H. Tresca. Vu et approuvé Le Général de divinon^ Directeur du Comervataire Impérial des arte et métiers. (L. S.) A. MORIN. 3 2044 020 772 737 ^^ ^^■^ 32044020772737